Le système solaire - Créer un blog gratuitement -...

Le système solaire

1. Axe : axe du développement personnel (apprentissage)

2. Matière : éveil scientifique

3. Intitulé : le système solaire

4. Cycle : 2

5. Compétence visée : CLE.3.1 Utiliser des repères et des représentations pour se situer, situer des lieux, se déplacer

6. Compétence(s) sollicitée(s)

Compétences transversales : Relationnelles : Se connaître, avoir confiance en soi (Identité)

http://dansmonbureau.eklablog.com

/

Connaître l'autre et ses différences (relation) S'impliquer dans la vie sociale (engagement) Instrumentales : Agir et réagir Être curieux et se poser des questions Se donner une stratégie de recherche Rechercher de l'information Traiter l'information Communiquer Mettre en oeuvre Relative à la prise de conscience de son fonctionnement : Compétences relatives à la prise de conscience de son être Compétences relatives à l'analyse de ses démarches Compétences disciplinaires :

CLE.3.2. Représenter des espaces. CLM.3.2. Représenter par divers outils.

7. Matériel

Enseignante Elèves

Une vidéo de Sid le petit scientifique Des foulards Le texte de « Léa découvre l’univers » Les maquettes des huit planètes

8. Dispositif pédagogique

Étapes Espace Durée Dispositif

1. Léa découvre l’univers

En U 15 min Groupe classe

2. Le jeu des planètes

En cercle 30 min Par groupe

3. Sid le petit scientifique

En U 5 min Groupe classe

4. Les 8 planètes En rang d’oignon 45 min Groupe classe


/

5. Jeux sur les planètes

En rang d’oignon 30 min Individuellement

9. Analyse matière

• Quoi ?

Concepts abordés: Le système solaire

Le système solaire correspond à l'ensemble des astres soumis au champ de gravitation du Soleil. Ainsi, il comprend des planètes (Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune par ordre d'éloignement au Soleil) en orbite autour du Soleil et leurs satellites et anneaux, des planètes naines (Pluton, Éris...), des astéroïdes, des comètes, des météorites, des grains interplanétaires (comme ceux présents dans les anneaux de poussière responsable de la lumière zodiacale).

Une galaxie Une galaxie est un ensemble d'étoiles, de poussières et de gaz interstellaires dont la cohésion est assurée par la gravitation. Les galaxies présentent une grande diversité de taille (entre 2.000 et 500.000 années-lumière de diamètre) et de forme. Le rayonnement provenant des galaxies permet de répartir ces dernières en galaxies normales et galaxies actives, parmi lesquelles se trouvent les quasars. Les regroupements de galaxies que l'on observe dans l'univers sont appelés amas et superamas. La galaxie à laquelle appartient le système solaire est la Voie lactée. La grande galaxie la plus proche de la Voie lactée, Andromède, est située à 2,3 millions d'années-lumière. Notre galaxie possède toutefois deux petites galaxies satellites (le grand et le petit Nuages de Magellan) situées respectivement à environ 150.000 et 200.000 années-lumière. Voilà moins d’un siècle que l’on est sûr que des objets comme la galaxie d’Andromède ou M87 sont bien des concentrations d’étoiles similaires à la Voie lactée, mais n’en faisant pas partie. Confirmant les intuitions de Thomas Wright et Emmanuel Kant, cette découverte a été faite par Edwin Hubble au début des années 1920. Plus tard, l’astronome et cosmologiste donna même une classification des galaxies, censée représenter un schéma évolutif. La séquence de Hubble n’est plus considérée comme telle aujourd’hui mais on continue à présenter la classification morphologique des galaxies qu’elle constitue.


/

Elle comporte trois grands types. Il y a les spirales, contenant d’importantes quantités de gaz et de poussières, avec un disque où l’on trouve de jeunes étoiles et un bulbe plus ou moins important contenant des vielles étoiles. Viennent ensuite les elliptiques, principalement constituées de vieilles étoiles et pauvres en gaz et poussières, qui ont une structure sphéroïdale. Et enfin les irrégulières, de plus petite taille et riches en jeunes étoiles. Des nuages de gaz aux étoiles dans les galaxies Les galaxies spirales comme la Voie lactée sont les plus nombreuses. Elles ont la forme d'un disque en rotation autour de son centre, le noyau (ou bulbe), très dense, entouré d'un halo peu dense. Le disque se prolonge fréquemment par un ou deux bras spiralés composés d'étoiles, de poussières et de gaz. D'après les théories de la formation stellaire, les étoiles, que l'on compte par centaines de milliards au sein des galaxies, sont façonnées par la condensation de nuages moléculaires de gaz. Ce phénomène tend à raréfier ce gaz dans le milieu interstellaire au cours de l'évolution des galaxies. Le gaz est quasiment absent dans les galaxies anciennes. Les positions et les trajectoires des étoiles y dépendent de la classe à laquelle elles appartiennent. On pense que les elliptiques résultent de la fusion de plusieurs galaxies spirales suite à des collisions entre galaxies. Il s’agirait donc d’un état avancé de l’évolution des galaxies, évolution qui a commencé par la formation de galaxies naines. Pendant les premiers milliards d’années de l’univers observable, les interactions gravitationnelles et les collisions entre ces galaxies naines étaient importantes, donnant lieu à la formation de galaxies irrégulières et de grandes galaxies par fusion. Lors des collisions avec fusion, des flambées d’étoiles se produisaient, consommant le gaz interstellaire présent. Dans cette logique, on comprend bien que les galaxies les plus évoluées soient aussi les plus pauvres en gaz et poussières, comportant le plus de vieilles étoiles. Ce serait donc bien les elliptiques. Elles forment environ 20 % des galaxies observées contre 77 % pour les spirales.

La Voie lactée Galaxie à laquelle appartient le système solaire. Hist.Sc. La Voie Lactée était déjà observée par les Anciens qui l'avaient nommée Galaxie à cause de l'aspect laiteux que présente dans le ciel cette bande de luminosité faible et irrégulière. Elle a été étudiée par Galilée, qui y distingua de nombreuses étoiles (1610) et Herschel qui en dressa le profil. C'est à Hubble que l'on doit d'avoir mis en évidence l'existence d'autres galaxies (1924). http://dansmonbureau.eklablog.com

/

La radioastronomie montra en 1951 que notre Galaxie est de type spiral, de 100 000 années-lumière de diamètre, la tranche, épaisse de seulement 1000 à 3000 années-lumière étant seule accessible à l'observation. Le Soleil est situé dans l'un des bras spiraux.

Le big-bang Terme inventé dans les années 1950 (au cours d'un programme de la BBC) par l'astrophysicien anglais Fred Hoyle pour désigner avec ironie le concept "d'explosion originelle" introduit dans le modèle cosmologique initialement développé dans les années 1920 par l'astrophysicien belge Georges Lemaître et le physicien russe Alexander Friedmann. Dans le modèle de Friedmann et Lemaître, l'Univers ne semble pas avoir éternellement existé dans le passé et il existe une singularité initiale, qui est souvent décrite maladroitement comme une sorte d'explosion, ce qui inspira Hoyle. Mais la prédiction physique importante de cette première version du modèle est l'existence d'une phase d'expansion de l'Univers, idée qui fut soutenue dès 1929 par les observations de l'américain Edwin Hubble. Dans les années 1940, la description physique précise de cette phase d'expansion débuta réellement, sous l'impulsion de l'américain d'origine russe George Gamow. Celui-ci prédit théoriquement l'existence d'une phase primordiale durant laquelle l'Univers était un objet extrêmement dense, chaud et opaque (prédictions soutenues dès 1965 par l'observation accidentelle du rayonnement cosmologique de fond par les américains Arno Penzias et Robert Wilson). C'est pour décrire de manière provocante ce modèle cosmologique concurrent du sien (le modèle dit "de l'Univers stationnaire") que le terme de Big-Bang fut introduit par Hoyle. Alors qu'il ne portait initialement que sur "l'instant 0", le terme Big-Bang est désormais souvent utilisé pour décrire le modèle cosmologique standard actuel dans son intégralité. Ainsi, l'expression "modèle standard du Big-Bang" fait référence à un modèle cosmologique en perpétuelle évolution, mais reposant sur le modèle de Friedmann-Lemaître-Gamow (auquel on ajoute parfois les noms des américains Howard Robertson et Arthur Walker) et incorporant divers autres éléments, telle une phase dite "d'inflation".

Une planète L'Union Astronomique Internationale (UAI) s'est longuement penchée sur la définition des planètes lors de sa 26ème assemblée générale qui s'est tenue à Prague du 14 mai au 25 août 2006. Il devenait en effet urgent que la nomenclature des objets reflète l'ensemble des corps que les performances des instruments actuels nous permettent de détecter dans le Système solaire, alors que celle-ci était restée pratiquement figée depuis l'antiquité, lorsque que le mot "planète" désignait étymologiquement tout "vagabond" du ciel, c'est-à-dire les points de lumière qui bougeaient par rapport aux étoiles. En conséquence,


/

l'Union Astronomique Internationale a décidé de répartir les corps de notre Système solaire en trois grandes catégories distinctes. 1 - Une planète1 est un corps céleste, qui : a. Est en orbite autour du Soleil ; b. Possède une masse suffisante pour que sa gravité l'emporte sur les forces de cohésion du corps solide et le maintienne en équilibre hydrostatique, sous une forme presque sphérique ; c. A éliminé tout corps susceptible de se déplacer au voisinage de son orbite. 2 - Une "planète naine" est un corps céleste, qui : a. Est en orbite autour du Soleil ; b. A une masse suffisante pour que sa gravité l'emporte sur les forces de cohésion du corps solide et le maintienne en équilibre hydrostatique, sous une forme presque sphérique² ; c. N'a pas éliminé tout corps susceptible de se déplacer au voisinage de son orbite ; d. N'est pas un satellite. 3 - Tous les autres objets3 en orbite autour du Soleil, à l'exception des satellites, sont appelés "petits corps du système solaire". On notera que conformément à la définition ci-dessus, Pluton se classe dans la catégorie 2, parmi les "planètes naines", et s'identifie donc comme le prototype d'une nouvelle catégorie d'objets trans-neptuniens dont la dénomination est depuis Juin 2008 celle de plutoïde. On pourra également remarquer l'absence de toute définition concernant les objets planétaires gravitant autour d'autres étoiles (exoplanètes, ou planètes extrasolaires). Il est probable que l'Union Astronomique Internationale ait simplement préféré s'abstenir en l'absence d'une description précise et complète des systèmes mis en évidence jusqu'à présent, et cela jusqu'au moment où nous disposerons de suffisamment d'éléments pour pouvoir transposer les définitions nouvellement approuvées. (1) - Les huit planètes sont : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. (2) - Une action spécifique sera organisée par l'UAI pour décider à quelle catégorie — "planète naine" et/ou autres classes — appartiennent les cas limites. (3) - Ceci inclut la plupart des astéroïdes du système solaire, la plupart des objets trans-neptuniens (OTN), les comètes et tous les autres corps.

Une planète rocheuse / planète

Les planètes telluriques sont principalement composées de roches et de métaux et ont une densité relativement élevée, une rotation lente, une surface solide, pas d'anneaux et peu de satellites (Mercure, Vénus, la Terre, et Mars par


/

tellurique exemple). Une planète gazeuse

Les planètes gazeuses sont principalement composées d'hydrogène et d'hélium et généralement ont une faible densité, une rotation rapide, des atmosphères épaisses, des anneaux et beaucoup de satellites (Jupiter, Saturne, Uranus, et Neptune par exemple).

Une étoile Une étoile est une boule massive et lumineuse de plasma liée par sa propre gravité dont le diamètre et la densité sont tels que la région centrale, le cœur, atteint la température nécessaire à l'amorçage de réactions de fusion nucléaire, c'est-à-dire de l’ordre de plusieurs millions de degrés. Ces réactions thermonucléaires libèrent de l’énergie lumineuse qui s’oppose à la contraction de l’étoile sous sa propre gravité. Pendant une grande partie de sa vie, avant que ses ressources d'énergie ne s'épuisent, une étoile est en équilibre hydrostatique sous l'action de ces deux forces et se trouve sur la séquence principale de ce qu’on appelle le diagramme de Hertzsprung-Russell. L’étoile la plus proche de la Terre est le Soleil, qui fait partie des naines jaunes. Le Soleil est une étoile assez ordinaire, dont la masse est de l'ordre de 1030 kg. Son diamètre est d’environ un million et demi de kilomètres, modeste par rapport à certaines étoiles, comme Antarès ou Bételgeuse, qui ont un diamètre des centaines de fois supérieur. Comme une étoile évolue dans le temps, en particulier lorsqu’elle quitte la séquence principale pour devenir une géante rouge, son diamètre n’est pas constant dans le temps. Il peut aussi varier régulièrement pour les étoiles variables périodiques, comme RR Lyrae et les Céphéides. Au début de sa vie, une étoile est majoritairement composée d’hydrogène et d’hélium, mais les réactions de fusion font évoluer sa composition chimique, et en particulier sa métallicité. Il s’agit de la quantité Z des éléments plus lourds que l’hélium présents dans l’étoile, ou plus exactement celle déterminée à sa surface. Le Soleil possède une métallicité de 0,02, soit 2 % de la masse du Soleil. Ces « métaux » sont principalement du carbone, de l’oxygène, de l’azote et du fer. Lorsque le cœur de l'étoile atteint une température de l'ordre de 7 à 8 millions de degrés, la température est assez élevée pour que les noyaux d'hydrogène fusionnent pour donner essentiellement de l'hélium 4He, mais aussi du deutérium 2H, suivant une réaction de fusion dite du cycle proton-proton. Si la température dépasse 18 millions de degrés, une autre chaîne de réactions devient prédominante : le cycle CNO (carbone-azote-oxygène). Dans le Soleil, 2,5 % de l'énergie est générée par ce cycle découvert par Hans Bethe et Carl Friedrich von Weizsäcker. Il existe ce qu’on appelle des systèmes binaires et même multiples, formés de


/

deux ou plusieurs étoiles gravitationnellement liées et qui se déplacent généralement l’une autour de l'autre sur des orbites stables. Quand deux de ces étoiles ont une orbite relativement proche, leur interaction gravitationnelle peut avoir un impact significatif sur leur évolution. Les étoiles peuvent faire partie d'une structure gravitationnellement liée beaucoup plus large, comme les amas ouverts, les amas globulaires et bien sûr les galaxies. Notre Voie lactée contiendrait environ 200 à 300 milliards d’étoiles selon les estimations des astronomes. La plupart des étoiles ont un âge compris entre un et dix milliards d'années. L’une des plus anciennes étoiles découvertes est l’étoile de Caffau, dont l’âge serait supérieur à 13 milliards d’années. Plus une étoile est massive, plus elles brûlent rapidement son carburant nucléaire. Les étoiles les plus massives vivent quelques millions d'années, tandis que des étoiles comme les naines rouges brûlent leur carburant très lentement et durent des dizaines, voire des centaines de milliards d'années. L'une des étoiles les plus massives connues est Eta Carinae, dont la masse est estimée entre 100 et 150 fois celle du Soleil. Une étude de l'amas ouvert des Arches suggère que la valeur de 150 masses solaires constitue la limite supérieure pour les étoiles dans l'ère actuelle de l'univers. La raison de cette limite proviendrait en partie de la limite d’Eddington, qui définit la luminosité maximale au-delà de laquelle une étoile est soufflée dans l’espace à cause de son propre rayonnement. Toutefois, les premières étoiles qui se sont formées après le Big Bang étaient probablement plus massives, jusqu'à 300 masses solaires ou plus, en raison de l'absence totale d’éléments plus lourds que le lithium dans leur composition. Les grandes lignes de la formation des étoiles sont connues, mais lorsqu’on cherche à entrer dans les détails, les mystères s’accumulent. On sait que pour que s’amorce la formation d’une étoile, il faut qu'apparaissent des fluctuations de densité de matière qui possèdent certaines caractéristiques. Ainsi, un nuage de poussières et de molécules doit avoir, pour s’effondrer, une masse supérieure à ce que l’on appelle la masse de Jeans. Celle-ci dépend de la densité et de la température du nuage. S'il est trop chaud ou trop peu dense, la contraction gravitationnelle aboutissant à une étoile n’est pas possible. Bien souvent, lorsqu’un nuage se condense, il se fragmente en zones plus denses et plus chaudes, et c’est ainsi que des centaines d’étoiles peuvent se former presque simultanément à partir d’un seul nuage moléculaire. Ces nuages sont très froids, avec des températures de l’ordre de 10 K. Ils peuvent contenir jusqu’à un million de masses solaires et atteindre une taille de l’ordre de 150 années-lumière environ. Ils rayonnent peu, et surtout sont


/

opaques à la lumière visible… mais pas à la lumière infrarouge. Les étoiles dont la masse est environ huit à dix fois inférieure à celle du Soleil finiront leur vie sous forme de naine blanche, et finalement de naine noire lorsqu’elles n’émettront plus de lumière (l’univers est encore trop jeune pour cela). Une naine blanche est un astre incroyablement dense ne dépassant pas 1,44 fois la masse du Soleil. Elle est le résidu d'une étoile modeste qui a épuisé son carburant nucléaire et éjecté ses couches supérieures sous forme de nébuleuse planétaire. Une naine blanche de la masse du Soleil possède un rayon de 7.000 km, et un centimètre cube de sa matière (dite dégénérée et dominée par des effets quantiques et relativistes) pèse alors une tonne ! Se refroidissant très lentement, cet astre est plutôt inerte, mais lorsqu’il fait partie d’un système binaire, vient un moment où il arrache du gaz à l’étoile voisine. Un disque d’accrétion se forme alors. Du gaz tombe sur la naine blanche et fait augmenter sa masse jusqu'à ce qu'elle atteigne la limite de Chandrasekhar. Une explosion se produit alors, soufflant la naine blanche. C'est l'origine d'au moins une partie des supernovae que l'on appelle des SN Ia. Ces supernovae sont utilisées pour étudier l'expansion accélérée de l'univers et l'énergie noire. Les étoiles plus massives, dépassant les dix masses solaires, exploseront en donnant des supernovae SN II, laissant comme cadavres stellaires des étoiles à neutrons et parfois des trous noirs. Avant cela, elles auront le temps de synthétiser des éléments plus lourds que le carbone en allant jusqu’au fer avec des réactions thermonucléaires de plus en plus complexes. Il faut pour cela qu’une de ces étoiles dépasse en son cœur la température de trois milliards de kelvins à un moment de sa vie. La « combustion » du carbone en néon, sodium et magnésium, puis celle du néon en oxygène et enfin celle de l'oxygène en silicium, sont alors possibles. Les « cendres » de chacune de ces réactions s'accumulent au centre de l'étoile pour servir de carburant à la combustion suivante, de sorte que l'étoile finit par avoir une structure en pelure d'oignon avec un cœur de fer et une enveloppe d'hydrogène.

Un satellite Le Soleil Etoile centrale du système solaire.

Le Soleil est l'étoile la plus proche de la Terre, dont elle est distante d'environ 150 millions de kilomètres. Le Soleil est situé à 8,5 kparsecs du centre de la Voie lactée. Dans la classification des étoiles, le soleil est une étoile de type G2. La masse du Soleil représente la majeure partie de la masse du système solaire. Elle est utilisée comme unité de masse pour les étoiles. L'énergie solaire, d'une importance capitale pour la Terre et notamment pour la vie, est produite par les réactions nucléaires qui se déroulent au coeur du Soleil. Agé d'environ 5


/

milliards d'années, le Soleil continuera à briller, avec une luminosité augmentant lentement, pendant une durée équivalente, avant d'évoluer en géante rouge et finalement de mourir. Le mouvement apparent du Soleil par rapport à la Terre donne lieu aux saisons, dues à l'inclinaison du plan de l'écliptique par rapport à celui de l'équateur terrestre. La rotation de 27 jours du Soleil autour de lui-même a été découverte par Galilée en 1611. On distingue dans le Soleil diverses couches parmi lesquelles le noyau ou coeur, la zone radiative, la zone de convection, la photosphère (qui émet la majeure partie de la lumière solaire), la chromosphère et sa partie extérieure, la couronne. La densité décroît avec l'altitude, du noyau vers l'atmosphère. La température régnant dans le noyau est de l'ordre de 15 millions de kelvins. Elle décroît dans les zones radiatives et convectives. Dans la photosphère, qui constitue la surface visible du Soleil, elle est de l'ordre de 5800 K en moyenne. Dans les plus basses couches de la chromosphère, la température décroît avec l'altitude jusqu'à environ 4500 K, avant de croître à nouveau, surtout dans la zone de transition, où cette croissance est très forte sur une épaisseur réduite. La température de la couronne atteint des températures de l'ordre de 106 K. Cette température extrêmement élevée n'est pas encore totalement expliquée. L'atmosphère solaire est un milieu complexe constitué de plasma soumis à un champ magnétique intense, siège d'éruptions solaires et qui émet le vent solaire. Les taches solaires, qui apparaissent sombres à cause de leur température plus basse sont, comme la couronne, des radiosources. L'activité solaire liée à ces phénomènes varie de manière cyclique. Récemment, l'héliosismologie a permis de mieux appréhender la structure interne du Soleil. La couche convective interne n'est connue que par les ondes étudiées dans cette discipline et par l'étude des neutrinos solaires, produits au cours des réactions nucléaires se déroulant dans le coeur. Le déficit des neutrinos solaires observés par rapport à ceux attendus est l'une des interrogations de l'astrophysique solaire. L'observation du spectre solaire s'effectue grâce à des spectrohéliographes. Ce spectre comprend des raies, connues depuis Fraunhofer (1814), qui signalent la présence d'hydrogène et d'hélium principalement et d'une soixantaine d'autres éléments. Il comprend également des bandes qui trahissent la présence de molécules dans l'atmosphère solaire.

Mercure Le terme « mercure » est employé pour désigner un élément chimique et une planète. Chimie


/

Le mercure est un élément métallique très brillant de Numéro atomique 80, de masse atomique 200,59, de densité 13,6 liquide aux CNTP et dont le PF est à -38,87 °C. Existe à l'état naturel sous forme de sulfure, le cinabre, et est utilisé pour les instruments de physique et l'extraction de l'or principalement. Astrnonomie Mercure, la planète la plus proche du Soleil, est aussi la plus petite depuis que Pluton n'est plus considérée comme une planète. Sa trajectoire apparente dans le ciel rend son observation depuis la Terre extrêmement difficile : Mercure ne s'écarte jamais de plus de 28° du Soleil et la meilleure résolution télescopique ne dépasse pas 700 kilomètres. Jusque-là très fragmentaires et approximatives, la plupart de nos connaissances sur Mercure ont été apportées par la sonde américaine Mariner 10, qui a survolé son objectif à trois reprises en mars 1974, septembre 1974 et mars 1975. Son orbite, d'une excentricité de 0,206 et d'une inclinaison de 7° sur le plan de l'écliptique, fait de Mercure une planète remarquable dans le Système solaire (là encore, seule Pluton possédait une orbite aussi elliptique et aussi inclinée) ; par ailleurs, la période de rotation sidérale de Mercure sur elle-même (58,646 jours) est exactement égale aux deux tiers de sa période de révolution sidérale autour du Soleil (87,97 jours). Cette commensurabilité entre rotation et révolution dans le rapport 2/3 est due à l'action de frein des marées solaires sur la rotation de Mercure. Théoriquement, ce freinage devrait aboutir à un rapport 1/1, alors que la synchronisation observée, dite métastable dans le rapport 2/3 ne peut être conservée que si l'orbite est fortement elliptique, ce qui est effectivement le cas, et si la planète présente une forte anomalie de répartition de masse, ce qui est donc fortement soupçonné. Nous pouvons d'ailleurs remarquer que le plus important cratère d'impact de Mercure, le bassin Caloris, se trouve à proximité de la position théorique de cette anomalie de masse. Mariner 10 a aussi mesuré avec précision la pression au sol (10-12 atmosphère, soit 10-9 hectopascals) ainsi que les températures diurne (430 °C près du périhélie et au voisinage du point subsolaire) et nocturne (- 170 °C dans les régions équatoriales). La forte densité de Mercure indique une proportion de fer très élevée par rapport aux silicates. Si la constitution interne de la planète est différenciée, cela correspond à un noyau ferreux de 1.830 kilomètres de rayon pour un manteau silicaté ayant seulement 610 kilomètres d'épaisseur. Cette dernière hypothèse semble confirmée par le champ magnétique détecté par le magnétomètre de Mariner 10, d'une valeur de 400 gammas, et qui


/

correspond au franchissement par la sonde d'une magnétosphère créée dans un champ dipolaire interne propre à la planète. Ce champ provient très vraisemblablement du fonctionnement d'une dynamo interne dans le noyau, indiquant par là-même que la planète est très probablement différenciée. Les principaux renseignements géologiques concernant Mercure ont été acquis par les caméras de Mariner 10. Celles-ci ont fourni une couverture photographique de 40 % de la surface de la planète entre les longitudes + 10° et + 190° avec une résolution moyenne de 2 kilomètres ; ponctuellement, la résolution a atteint 200 mètres et 20 % de la surface ont été photographiés avec un recouvrement stéréoscopique. Morphologie de Mercure Sur toutes les planètes privées d'atmosphère, comme Mercure, on peut établir une chronologie des cratères selon leur état de fraîcheur. Les cratères récents sont intacts, alors que les cratères très anciens ont été dégradés par d'autres impacts. Sur Mercure comme sur la Lune, une estimation du nombre de cratères en fonction de leur âge relatif montre que la fréquence des impacts, très élevée autrefois, a considérablement diminué au cours du temps. Les cratères permettent de dater les terrains de Mercure : les terrains anciens, exposés depuis longtemps au bombardement, seront très cratérisés ; en revanche, les terrains jeunes le seront nettement moins. Cet étalement dans la densité des cratères forme une « stratigraphie fossile » et permet d'établir une chronologie relative, mais précise. En appliquant cette méthode, on peut constater que 80 % de la surface de Mercure est constituée de terrains très anciens : ce sont les plaines dites intercratères et les terrains de cratérisation élevée. Dix pour cent de la surface sont formés de plaines moyennement cratérisées, dites intermédiaires, qui oscillent d'un pôle relativement abondant (7 %) encore beaucoup cratérisé, à un pôle très peu abondant (3 %) assez peu cratérisé. Le reste de la planète est constitué de plaines lisses, très peu ou pas cratérisées, donc d'âge récent. En comparant les dénombrements de cratères avec ceux qui ont été effectués sur la Lune, dont on a pu déterminer les âges absolus des terrains par datation isotopique, on peut estimer à 3,8 - 3,9 milliards d'années l'âge des plaines d'âge récent, et à au moins 4,0 - 4,2 milliards d'années celui des plaines intercratères. On peut affiner cette échelle stratigraphique en classant les cratères selon leur état de dégradation et la densité de leur distribution. Une cartographie d'ensemble permet alors de déterminer les surfaces relatives de ces terrains, et ainsi de connaître l'évolution dans le temps des processus les ayant créés. On constate alors que la formation des plaines a été très précoce dans l'histoire


/

de la planète. Très actif avant 4,1 milliards d'années, ce processus a rapidement décru pour cesser presque complètement il y a 3,9 milliards d'années environ. Une intense mais brève réactivation s'est produite vers 3,8 milliards d'années, et depuis, il ne semble plus y avoir eu de production notable de nouveaux types de terrains sur Mercure. Nature des terrains de Mercure Deux types d'arguments semblent indiquer une activité volcanique sur Mercure. Arguments morphologiques. De nombreuses structures apparaissant sur les photos de Mariner 10, telles rides et dômes, sont très probablement d'origine volcanique. De plus, les images détaillées montrent que les plaines lisses recouvrent les plaines intercratères aux points de contact, envahissant les zones de faible altitude et transformant les parties hautes en "îles", comme le font des nappes de lave recouvrant un terrain accidenté. Arguments spectroscopiques. L'examen spectroscopique de la surface de Mercure révèle les bandes spectrales caractéristiques de certains minéraux volcaniques. En particulier, la bande des 950 nanomètres caractérise l'ion fer dans les pyroxènes. Des études spectrales plus précises ont été menées en comparant les spectres de Mercure et ceux d'échantillons lunaires, qui montrent des similitudes importantes entre les spectres de Mercure et ceux des basaltes lunaires pauvres en fer et en titane, les plus clairs des échantillons de basaltes lunaires récoltés lors des missions Apollo 12 et 15. On peut aussi noter l'absence remarquable de raies caractéristiques du fer dans les olivines, raies qui devraient être présentes dans l'hypothèse d'une composition chondritique (ultrabasique). Ces études spectrales, montrent que la surface de Mercure est remarquablement homogène, ce que confirme l'examen de son albédo. Il n'y a pas, comme sur la Lune, dualité entre terrains sombres (mers lunaires) et terrains clairs (continents lunaires). La surface de Mercure se révèle ainsi constituée en totalité de terrains volcaniques très anciens complètement disloqués par des impacts de météorites pour les plaines intercratères et intermédiaires, un intense mais bref épisode volcanique ayant ultérieurement produit les plaines lisses, restées relativement intactes du fait de la raréfaction de l'action météoritique. Fiche signalétique de Mercure Masse (kg) : 3.303+23 Masse (Terre = 1) : 5,5.271-02 Rayon équatorial (km) : 2,439,7 Rayon équatorial (Terre = 1) : 3,8.252-01 Densité moyenne (gm/cm3) : 5,42


/

Satellites : 0 Distance moyenne au Soleil (km) : 57.910.000 Distance moyenne au Soleil (Earth = 1) : 0,3.871 Période de rotation (jours) : 58,6.462 Période de révolution (jours) : 87,969 Vitesse orbitale moyenne (km/sec) : 47,88 Excentricité : 0,2.056 Inclinaison de l'axe : 0.00° Inclinaison du plan de l'orbite : 7,004° Gravitation en surface à l'équateur (m/sec2) : 2,78 Vitesse d'évasion à l'équateur (km/sec) 4,25 Réflectivité (Albedo géométrique) : 0,10 Magnitude absolue (Vo) : -1,9 Température moyenne en surface : 179 °C Température maximale en surface : 427 °C Température minimale en surface : -173 °C Composition de l'atmosphère : Hélium : 42 % Sodium : 42 % Oxygène : 15 % Autres : 1 %

Vénus Deuxième planète à partir du Soleil, Vénus gravite sur une orbite quasi circulaire d'un rayon moyen de 108 millions de kilomètres. De ce fait, Vénus reçoit un rayonnement solaire presque deux fois plus intense que la Terre, et sa période de révolution sidérale est de 224,7 jours terrestres. Paradoxalement, la rotation de la planète est extrêmement lente (243 jours terrestres) et s'effectue ainsi dans le sens rétrograde. Le caractère circulaire et une très faible inclinaison de cette orbite n'entraînent pas d'effets saisonniers très marqués. En raison de sa taille et de sa masse, Vénus est souvent considérée comme comparable à la Terre. Sa densité moyenne (5,25) indique que Vénus doit, à l'instar de la Terre, être constituée de roches silicatées, et être une planète différenciée. Elle posséderait en son centre un noyau de 2.900 kilomètres de rayon, constitué de fer, dont l'absence de champ magnétique suggère qu'il se trouve à l'état solide. Ce noyau serait entouré d'un manteau silicaté dont les couches externes seraient suffisamment chaudes pour provoquer un état de fusion partielle des matériaux, et cela jusqu'à une profondeur importante. Sa croûte serait composée de silicates de densité 2,8 (basalte) concentrant les éléments radioactifs, d'après les analyses pétrochimiques effectuées en surface par des sondes soviétiques (Venera 13 et Venera 14 en 1982), et dont


/

l'épaisseur, déterminée par des modèles de déformation tectonique et des modèles de relaxation visqueuse des reliefs, est estimée entre 10 et 30 kilomètres. Sa lithosphère élastique aurait une épaisseur comparable à celle de la Terre, soit 35 kilomètres. Un tel modèle de structure interne serait compatible avec l'hypothèse d'une activité volcanique associée à une certaine Vénus, une planète masquée par des nuages Du fait de l'opacité de l'atmosphère, l'observation de la surface de Vénus n'a pu être réalisée qu'au moyen de radars (terrestres ou placés à bord de sondes spatiales). L'imagerie radar a montré que la surface vénusienne présente une assez grande diversité morphologique résultant à la fois d'une histoire volcanique et tectonique complexe. En raison de la faible population de cratères d'impacts distribués uniformément sur la surface, l'âge moyen de la croûte vénusienne est estimé à 500 millions d'années environ. Les structures tectoniques résultant d'une déformation crustale extensive ou compressive présentent des morphologies linéaires (chaînes de rides et de fractures), arquées (chaînes de montagnes) et circulaires (coronae). Elles affectent l'ensemble de la surface, se distribuant en une mosaïque de larges structures d'une centaine de kilomètres séparant des blocs rigides de même dimension. Ces caractéristiques volcaniques et tectoniques indiquent que la dynamique interne de Vénus se manifeste en surface différemment de celle de la Terre, caractérisée par la tectonique des plaques Sol et atmosphère de Vénus L'atmosphère de Vénus est chaude et massive : la pression au sol est de l'ordre de cent fois la pression terrestre (9,5 MPa), et la température est très élevée (460 °C). Le dioxyde de carbone CO2 (96,5 %) et l'azote N2 (3,5 %) constituent à eux seuls plus de 99,9 % de l'atmosphère. La chaleur qui règne à la surface ne tient pas au fait que Vénus se trouve plus près du Soleil que la Terre, mais à un puissant effet de serre, l'atmosphère faisant écran au rayonnement thermique infrarouge du sol. La pression élevée est due au dégazage intense de la roche à haute température. Des composés soufrés sont présents dans l'atmosphère, sous forme d'anhydride sulfureux SO2 (0,015 %) et, éventuellement, d'acide sulfhydrique H2S et d'oxysulfure de carbone COS, alimentant l'épaisse couche de nuages située entre 50 et 70 kilomètres d'altitude, essentiellement constituée de gouttelettes d'acide sulfurique H2SO4. La couche nuageuse recouvre uniformément la planète, dont elle dissimule la


/

surface, 5 % seulement de la lumière solaire atteignant le sol. Histoire géologique de Vénus D'après la densité de cratères d'impacts recensés, Vénus possède une surface relativement jeune, d'environ 0,5 milliard d'années. La surface ne semble pas avoir été modifiée par des processus d'érosion de type terrestre, mais semble avoir été profondément remaniée par le volcanisme et la tectonique. La grande variété de phénomènes tectoniques et la répartition géographique de l'activité tectonique semblent indiquer que les déformations régionales (compressions et extensions) ainsi que les mouvements verticaux et horizontaux ont joué un rôle déterminant dans l'évolution géologique de cette planète. Cependant, les mécanismes globaux qui sont à l'origine de ces déformations et de ces mouvements ne sont pas encore compris, de même que les relations pouvant exister entre ces mécanismes et l'activité volcanique. Caractéristiques de Vénus Demi-grand axe en unités astronomiques (ua) : 0,7233298 Demi-grand axe en km : 108 208 601 Excentricité de l'orbite : 0,00677 Inclinaison de l'orbite sur l'écliptique : 3°,3947 Période de révolution sidérale : 224,701 jours Période de rotation (rétrograde) : 243,02 jours Rotation de l'atmosphère : 4 jours Vitesse orbitale : 35 km/s Diamètre apparent équatorial à la plus petite distance de la Terre (valeur maximale) : 65",4 Diamètre équatorial (Terre=1) : 0,9488 Diamètre équatorial : 12 103,6 km Magnitude visuelle à une ua (phase nulle) : -4,4 Aplatissement : 0 Volume (Terre=1) : 0,85 Masse (Soleil=1) : 1/408 523,71 Masse (Terre=1) : 0,815 Densité (Terre=1) : 0,95 Densité (Eau=1) : 5,24 Gravité à la surface (Terre=1) : 0,90 Vitesse de libération : 10.400 m/s


/

Réflectivité (albédo géométrique) : 0,65 Sommet le plus élevé : 11.000 m Fosse la plus profonde : 2.000 m Température de surface : 450°C Pression atmosphérique (Terre=1) : 90 Atmosphère : 96 % gaz carbonique, 3 % azote Nature de la surface : roches basaltiques

Terre Parmi les huit planètes du Système solaire, la Terre est l’une des quatre planètes telluriques, solides, de composition (roches silicatées et fer) et de densité moyenne voisines (entre 3,9 pour Mars et 6,1 pour Mercure), la densité moyenne de notre planète étant de 5,52. Structure du globe terrestre La densité des roches superficielles, égale à 2,7, très différente de celle de la Terre dans son ensemble, a conduit à conjecturer une composition variant avec la profondeur. En combinant la nature surtout granitique des roches de surface, celle, surtout basaltique, des roches issues des magmas rejetés par les volcans et la composition en fer et nickel de la majorité des météorites, on en vint à l'hypothèse d'une composition en trois enveloppes emboîtées. On distingua ainsi le sial — de silice et aluminium — pour la surface, le sima — de silice et magnésium —, au-dessous, jusqu'au nife — de nickel et fer —, au centre de la Terre, en un arrangement qui rend compte de la densité globale de la planète. Au début du XXe siècle, Alfred Wegener usera de cette conception avant qu'elle n'évolue vers celle de croûte-manteau-noyau. La sismologie allait donner une mesure de ces trois enveloppes. La discontinuité de Mohorovičić, ou Moho, vers 30 kilomètres de profondeur en moyenne, marquée par la réflexion et la réfraction des rais sismiques, constitue la frontière entre la croûte et le manteau terrestre. La discontinuité de Gutenberg, vers 2.900 km de profondeur, est la limite entre le manteau et le noyau. Toutes deux portent le nom de leur découvreur (le Croate Andrija Mohorovičić et l'Allemand Beno Gutenberg), depuis 1909 pour la première, et 1921 pour la seconde. Ultérieurement, la croûte fut divisée en une croûte supérieure et une croûte inférieure, séparées par une discontinuité de Conrad, souvent discutée, tandis qu'une graine était individualisée au centre du noyau, au-delà de 5.000 km de profondeur. La croûte fit l'objet de précisions essentielles. D'une part, la croûte océanique est différente de la croûte continentale, comme le montra Gutenberg en 1921. La première est basaltique, la seconde granitique, du moins en moyenne. D'autre part, la croûte continentale s'épaissit sous les chaînes de montagnes en une racine qui peut atteindre 70 km d'épaisseur sous la cordillère des Andes


/

du Pérou et de Bolivie. Une étude plus fine des vitesses de transmission des ondes sismiques dans les parties superficielles — menée dans l'archipel des Tonga, dans le sud-ouest du Pacifique, par Jack Oliver et Bryan Isacks en 1967 — allait permettre de séparer les milieux solides des milieux visqueux, les premiers conduisant les ondes sismiques plus rapidement que les seconds. Ainsi furent distinguées la lithosphère, solide, comprenant sur 100 km d'épaisseur moyenne la croûte et le manteau supérieur, et l'asthénosphère, visqueuse, correspondant au reste du manteau. Ces distinctions, qui englobent celles de croûte et de manteau, mais avec des limites différentes, constituent les fondements de la tectonique des plaques. Puis l'application des méthodes de sismique-réflexion à écoute longue, adaptées de la sismique pétrolière, apporta des précisions sur la structure de la croûte. On citera le programme américain Cocorp (Consortium for Continental Refraction Profiling), qui eut de nombreux équivalents, dont le programme français Écors (Étude des continents et des océans par réflexion sismique). Enfin, les progrès accomplis dans l'étude de la propagation des ondes sismiques ont permis de distinguer dans le manteau des zones chaudes, à vitesse lente, et des zones froides, à vitesse plus rapide. Cette tomographie du manteau, en trois dimensions, a ainsi authentifié la conception des courants de convection, ascendants au niveau des rides (médio)océaniques, où remonte le matériel chaud du manteau inférieur, et descendants à la périphérie des océans, où s'enfonce la lithosphère froide. Tandis que des points chauds (hot spots), dispersés à la base du manteau, déterminent des ascendances permanentes qui sont à l'origine d'un volcanisme continu. Composition chimique de la Terre Le deutérium, le lithium et le béryllium terrestres ont probablement été formés dans la Galaxie par action des rayons cosmiques galactiques sur le milieu interstellaire, dans la période précédant la formation du Système solaire. De la même façon, les éléments radioactifs (par exemple l'uranium ou le thorium) ont été produits par une ou plusieurs explosions de supernovae dans la Galaxie, avant la formation du Soleil. Un certain nombre d'anomalies d'abondance s'expliquent simplement par évaporation de composés volatils au cours de la formation des planétésimaux. L'atmosphère terrestre primitive, créée en milieu réducteur, devait essentiellement consister en méthane, ammoniac et vapeur d'eau. Sa composition actuelle résulte d'une part de la dissociation de ces molécules par le rayonnement solaire, suivie de l'évaporation de l'hydrogène et des réactions


/

subséquentes d'oxydation, d'autre part de plusieurs milliards d'années de phénomènes biologiques (assimilation chlorophyllienne) conduisant à la production d'oxygène. Certains éléments, l'hélium notamment, proviennent simplement du broyage par érosion des roches radioactives. Fiche signalétique Masse (kg) : 5,976 x 1024 Masse (Terre = 1) : 1 Rayon équatorial (km) : 6.378,14 Rayon équatorial (Terre = 1) : 1 Masse volumique moyenne (g/cm3) : 5,515 Satellites : 1 Distance moyenne du Soleil (km) : 149.600.000 Distance moyenne du Soleil (Terre = 1) : 1 Période de rotation (jours) : 0,99727 Période de rotation (heures) : 23,9345 Période orbitale (jours) : 365,256 Vitesse orbitale moyenne (km/s) : 29,79 Excentricité de l'orbite : 0,0167 Inclinaison de l'axe (°) : 23,45 Inclinaison de l'orbite (°) : 0 Vitesse d'échappement à l'équateur (km/s) : 11,18 Gravité de surface à l'équateur (m/s2) : 9,78 Albédo géométrique visuel : 0,37 Température moyenne de surface : 15 °C Pression atmosphérique (bar) : 1,013 Composition en volume de l'atmosphère : azote 78 %, oxygène 21 %, autres 1 %

Lune Une lune Une lune avec un « L » minuscule est le satellite d'une planète. Par exemple Phobos et Deimos sont les deux lunes de la planète Mars. La Lune La Lune avec un « L » majuscule est l'unique satellite naturel de la Terre ; elle résulte sans doute d'une collision il y a 4,4 milliards d'années entre notre planète naissante et un petit corps céleste appelé Théia. Les Hommes, qui l'observent depuis longtemps, ont remarqué qu'elle présentait des phases successives qui revenaient tous les 29,53 jours, un cycle appelé lunaison. En étudiant sa surface à l'œil nu puis avec des instruments ils ont découvert qu'elle comportait des zones sombres, les mers, et des zones claires. Les mers sont de grandes plaines de lave solidifiée. Ce magma très fluide est remonté


/

des profondeurs après un intense bombardement de la Lune par des astéroïdes il y a un peu moins de 4 milliards d'années. Les épanchements successifs de lave ont cessé il y a environ 1 milliard d'années. Seules les régions les plus élevées ont échappé à ce remplissage. Ce sont les zones claires où l'on découvre au télescope de très nombreux cratères d'impacts et quelques chaînes de montagnes. Ce scénario a été corroboré par l'analyse des échantillons de roches lunaires rapportées par les différentes missions Apollo entre 1969 et 1972. On pensait la Lune géologiquement morte et dénuée d'intérêt mais différents orbiteurs ont détecté ces dernières années des réserves d'eau au niveau des pôles lunaires. Cette eau a très certainement été amenée par des comètes et a pu se conserver dans le fond obscur et glacé des cratères.

Mars En s'éloignant du Soleil, Mars est la quatrième planète du système solaire. Presque deux fois plus petite que la Terre, la planète rouge est un corps solide différencié qui posséderait une croûte de 50 kilomètres d'épaisseur moyenne, une lithosphère assez épaisse - de 150 à 200 kilomètres - et un noyau de 1700 kilomètres de rayon. Aucun champ magnétique n'a été décelé par les magnétomètres placés à bord des sondes orbitales ; le noyau contiendrait peu de nickel et de fer, ou serait animé de mouvements trop lents pour pouvoir engendrer un effet dynamo. A l'instar de la Terre et de Vénus, Mars possède une atmosphère, très ténue cependant, composée essentiellement de dioxyde de carbone CO2 (95,32 %) et de très peu de vapeur d'eau (0,03 %). Mars est situé à une distance moyenne de 1,524 unité astronomique du Soleil ; de ce fait, sa période de révolution autour de celui-ci est presque le double de celle de la Terre (une année martienne = 687 jours terrestres). En revanche, la période de rotation sidérale de Mars (24 h 37 min 23 s) est très proche de celle de notre planète. L'orbite de Mars est fortement elliptique, et sa forte excentricité (0,093 contre 0,017 pour la Terre) entraîne d'importantes différences dans la durée des saisons (le printemps et l'été sont beaucoup plus longs dans l'hémisphère Nord que dans l'hémisphère Sud). Mais les différences saisonnières de température, provoquées par l'inclinaison de 24° de l'axe de rotation de la planète sur le plan de son orbite, varient inversement. En raison de l'éloignement de la planète par rapport au Soleil, les températures de surface sont beaucoup plus basses que sur la Terre, et varient en moyenne entre -133 °C et +17 °C. Pendant l'été dans l'hémisphère Sud, Mars est plus proche du Soleil de 20 % environ que pendant la même saison dans l'hémisphère Nord. Il s'ensuit une augmentation de l'insolation d'environ 45 % qui produit une élévation sensible (30 °C) des températures en été dans


/

l'hémisphère Sud par rapport à celles de l'hémisphère Nord à la même saison. Ces variations des températures saisonnières ont d'importantes conséquences sur les échanges entre l'atmosphère et la surface martiennes, en particulier au niveau des pôles. Les mouvements lents de précession de l'axe de rotation de la planète et de l'axe de son orbite, ainsi que les variations de l'excentricité et de l'inclinaison du plan de l'orbite et les oscillations de l'axe de rotation, entraînent à long terme des modifications dans les régimes climatiques des deux hémisphères. Ainsi, les mouvements de précession provoquent tous les 25.000 ans un changement d'orientation des pôles par rapport au Soleil et, par conséquent, une inversion des régimes climatiques entre les deux hémisphères. Mars possède deux satellites naturels : Phobos (du grec terreur) et Deimos (panique). Ces deux corps, très petits, très sombres et très proches de la planète, sont donc très difficiles à observer depuis la Terre (ils n'ont été découverts qu'en 1877, par Asaph Hall). Ils tournent autour de Mars dans le sens direct, sur des orbites circulaires situées dans le plan équatorial de la planète, et sont en rotation synchrone avec celle-ci, c'est-à-dire que leurs périodes de rotation sur eux-mêmes sont égales à leurs périodes de révolution autour de la planète ; de ce fait, ils présentent toujours la même face vers Mars, et leur grand axe pointe vers celui-ci. Ces deux corps de forme irrégulière ont, en première approximation, la forme. Les deux différences principales entre l'atmosphère de Mars et celle de la Terre sont la très faible masse de l'atmosphère martienne, essentiellement constituée de dioxyde de carbone CO2 (la pression au sol est de 6 hectopascals environ, pour une valeur terrestre de 1,013 hectopascals) et sa température moyenne, nettement plus froide (-50 °C), due au fait que Mars est plus éloigné du Soleil que la Terre. La pression est trop faible pour que l'eau puisse exister à l'état liquide et, le climat étant dans l'ensemble froid, la plus grande partie de la vapeur d'eau se trouve sous forme de glace dans l'atmosphère (cirrus, brumes givrantes) ou le sol (calottes polaires). Durant l'année martienne, environ 20 % du dioxyde de carbone atmosphérique se condense alternativement sur chacun des pôles, entraînant une variation annuelle sensible de la pression. La faible masse atmosphérique se traduit par des fluctuations diurnes de température très élevées (supérieures à 50 °C). Comme la Terre, Mars possède une atmosphère transparente à la plus grande partie du rayonnement solaire ; elle est donc essentiellement chauffée par sa base. L'inclinaison de l'axe de rotation de Mars par rapport au plan de son orbite ainsi que la durée du jour martien étant très proches des valeurs terrestres, il en résulte le même type de système global de circulation atmosphérique, avec des vents alizés dans la


/

zone intertropicale et un système de hautes et basses pressions aux latitudes moyennes. L'absence d'océans - ceux-ci jouant sur la Terre le rôle de régulateur thermique - se traduit par un plus fort contraste saisonnier de température, donc de vents. De violentes tempêtes prennent naissance au printemps en bordure de la calotte polaire sud, soulevant dans l'atmosphère de grandes quantités de poussières qui peuvent s'étendre, dans un stade ultime, à la totalité de la planète. Une partie de ces poussières est précipitée dans les calottes polaires durant les périodes de condensation du dioxyde de carbone et de la vapeur d'eau. La dynamique de l'atmosphère martienne est donc dominée par une forte interaction sol-atmosphère à travers les cycles du dioxyde de carbone, de l'eau et de la poussière. Morphologie et topographie La surface de Mars est caractérisée, d'une part, par une assez grande diversité de formes de relief (cratères de météorites, volcans géants, canyons profonds, immenses réseaux de vallées fluviatiles, champs de dunes, importants systèmes de failles, calottes glaciaires aux pôles), d'autre part, par une dissymétrie morphologique et topographique majeure entre les hémisphères Nord et Sud. La dissymétrie hémisphérique se manifeste de part et d'autre d'un grand cercle incliné de 35° sur l'équateur. Du point de vue morphologique, cette dissymétrie est marquée par la présence de nombreux cratères de météorites qui font ressembler l'hémisphère Sud de la planète aux « terres » lunaires, et par celle de plaines peu cratérisées au nord. Du point de vue topographique, cette dissymétrie se manifeste par une différence d'altitude pouvant atteindre de 2 à 3 kilomètres, les plaines de l'hémisphère Nord étant sensiblement plus basses que les terrains très cratérisés de l'hémisphère Sud. L'origine de cette dissymétrie est encore inexpliquée ; elle pourrait correspondre à une limite structurale ou à une limite d'érosion. Il existe par ailleurs d'importantes différences d'altitude, pouvant atteindre 30 kilomètres. Les altitudes sont définies par rapport à un niveau de référence (niveau 0) qui, en l'absence de mers comme sur la Terre, correspond à une pression atmosphérique de 6,1 hPa au sol, déterminée à l'équateur à partir de mesures dans l'infrarouge réalisées en orbite par la sonde Mariner-9. Ces mesures altimétriques sont complétées par des observations radars depuis la Terre. La région la plus élevée est celle du dôme de Tharsis, sur lequel sont situés trois volcans géants culminant en moyenne à 26 kilomètres d'altitude. Cette région correspond à un bombement de 6 kilomètres de hauteur environ, et de l'ordre de 5000 kilomètres de diamètre. Comparée à ce que nous connaissons sur la Terre, cette région de la planète Mars a la taille d'un continent. Une autre région, Elysium Planitia, domine de 4 à 5 kilomètres les


/

plaines environnantes. Il s'agit là aussi d'un large dôme de 1500 kilomètres de diamètre supportant également des volcans, moins importants cependant que ceux de la région de Tharsis. Au sud de l'équateur martien, le système de canyons de Valles Marineris est constitué par des vallées profondément encaissées (6 km de profondeur moyenne) qui s'étendent d'est en ouest sur plus de 5 000 kilomètres de longueur. Le volcanisme martien En dehors des grands épanchements volcaniques qui recouvrent la plus grande partie des plaines de l'hémisphère Nord, les deux principales concentrations volcaniques de la planète se situent dans la région du dôme de Tharsis et dans celle d'Elysium Planitia. Le dôme de Tharsis supporte les édifices volcaniques parmi les plus importants de Mars, la chaîne des Tharsis Montes et le volcan géant Olympus Mons. Cette région est caractérisée par une assez forte corrélation entre la topographie et la gravité. Il y aurait donc une bonne compensation isostatique des reliefs volcaniques sous le dôme de Tharsis, où la croûte pourrait atteindre 130 kilomètres d'épaisseur. Les édifices des Tharsis Montes atteignent à leurs bases des diamètres de 350 à 400 kilomètres ; le volcan Olympus Mons, situé à 1600 kilomètres au nord-ouest du dôme de Tharsis, a un diamètre de 550 kilomètres. Leur altitude moyenne varie entre 24 et 27 kilomètres et leurs sommets sont occupés par des caldeiras de grande taille qui peuvent atteindre de 110 à 220 kilomètres de diamètre et de 3 à 4 kilomètres de profondeur. Ces volcans présentent la morphologie caractéristique des volcans "boucliers", c'est-à-dire de grands cônes à pentes douces, semblables aux volcans hawaiiens sur la Terre. Ils sont aussi caractérisés par la relative "jeunesse" (quelques centaines de millions d'années) de leurs surfaces. En dehors des volcans géants de la région de Tharsis et d'Elysium, il existe dans ces deux régions des volcans de taille beaucoup plus réduite (de 60 à 180 km de diamètre). Ils ont également des formes de boucliers, mais avec des pentes beaucoup plus prononcées que celles des volcans géants. Leurs flancs sont souvent ravinés par des chenaux de quelques centaines de mètres de largeur dont l'origine a été attribuée à des processus de nuées ardentes ou d'éruptions phréatiques provoquées par l'interaction entre le magma et l'eau ou la glace présente dans la croûte martienne. Il existe aussi des formes beaucoup plus anciennes ou beaucoup plus petites (diamètres inférieurs à 5 km). Les volcans les plus anciens sont surtout situés dans l'hémisphère Sud, et leur morphologie fortement érodée semble indiquer un matériel assez friable, semblable à des cendres. Les volcans les plus petits correspondent surtout à des cônes alignés sur des grandes failles, et sont situés à la périphérie des dômes de Tharsis et


/

d'Elysium. En dépit de la relative jeunesse de leurs surfaces, les volcans martiens sont probablement anciens. Phobos et Deimos À l'instar des corps dépourvus d'atmosphère et d'activité géologique, les surfaces de Phobos et Deimos sont saturées de cratères et couvertes d'un régolite. Dans le cas de Phobos, l'épaisseur du régolite pourrait atteindre 300 mètres environ. Sur Phobos, le cratère Stickney a près de 10 kilomètres de diamètre ; sur Deimos, le plus gros cratère a 3 kilomètres de diamètre. Bien qu'apparemment semblables vues de loin, les images à haute résolution obtenues par les sondes spatiales Viking montrent que les surfaces de Phobos et Deimos sont très différentes. À l'échelle de quelques centaines de mètres, la surface de Phobos est homogène tandis que celle de Deimos est parsemée de taches environ 30 % plus brillantes que l'environnement. Contrairement à Deimos, Phobos est parcouru par un système de longues stries parallèles, interprétées par certains chercheurs comme étant des fissures produites par les forces de marées de la planète, par d'autres comme les fractures consécutives à l'impact qui a créé le cratère Stickney. Les surfaces de Phobos et de Deimos sont très sombres ; leurs pouvoirs réflecteurs sont très faibles : moins de 6 % de la lumière visible provenant du Soleil est réfléchie. La densité de Phobos est de l'ordre de 2. Celle de Deimos doit être du même ordre de grandeur. La faible densité de Phobos suggère qu'il doit être constitué d'un matériau riche en éléments légers et en eau (?), semblable à celui qui constitue les météorites de type C (chondrites carbonées). La différence spectaculaire de composition chimique des surfaces de Mars et de ses satellites rend peu probable la formation de ces derniers en même temps que la planète. Il semblerait plutôt que Phobos et Deimos se soient formés dans la partie extérieure de la ceinture des astéroïdes, puis qu'ils aient été capturés ultérieurement par Mars. Les Canaux de Mars Des traces d'apparence peu marquée, rectilignes ou de courbure régulière, visibles depuis la Terre aux yeux de certains observateurs, à la surface de la planète Mars, ont fait l'objet de bien des controverses à la fin du XIXe et au début du XXe siècle. Giovanni Schiaparelli en observa environ une centaine à partir de 1877 et les décrivit comme étant des « canaux ». D'autres observateurs avaient déjà remarqué de semblables traces, mais ce fut Schiaparelli qui, par ses articles, suscita un intérêt général. L'astronome américain Percival Lowell devint le chef de file de ceux qui attribuaient ces traces à des bandes de végétation, larges de plusieurs kilomètres, encadrant des fossés d'irrigation creusés par des êtres intelligents pour acheminer de


/

l'eau depuis les calottes polaires de la planète. Lowell et d'autres astronomes décrivirent des réseaux de canaux, parsemés d'intersections de couleur plus sombre, baptisées oasis, qui couvraient une grande partie de la surface de la planète. De temps à autre, les lignes paraissaient se dédoubler. La plupart des astronomes ne parvinrent pas à voir les canaux, et nombreux furent ceux qui mirent en doute leur réalité objective. Des expériences de perception, effectuées avec des observateurs non entraînés, montrèrent que des détails disjoints figurant sur des diagrammes ou des dessins peuvent être perçus comme formant des réseaux rectilignes lorsqu'on les observe à une certaine distance. Les photographies prises à travers l'atmosphère terrestre n'apportaient aucune certitude, les canaux ayant une largeur voisine de la limite de résolution de l'œil humain et inférieure à celle d'une plaque photographique. La querelle fut finalement tranchée lorsque les sondes spatiales américaines Mariner-4, en 1965, puis Mariner-6 et Mariner-7, en 1969, réussirent à acquérir des images de la surface martienne, d'une altitude de quelques milliers de kilomètres. Ces images révélèrent de nombreux cratères et autres détails topographiques, mais rien qui ressemble à un réseau de canaux. Ce fait sera confirmé par les missions spatiales ultérieures, Viking en premier lieu, lancées en 1976. Fiche signalétique Caractéristiques physiques Masse (kg) 6,421 23 Masse (Terre = 1) 1,0745 -01 Volume (km3) 1,639 11 Superficie totale (m2) 1,44 14 Rayon équatorial (km) 3397,2 Rayon équatorial (Terre = 1) 5,3264 -1 Rayon polaire (km) 3375 Rayon volumétrique moyen (km) 3390 Rayon du noyau (km) 1700 Ellipse polaire 0,00648 Densité moyenne (gm/cm3) 3,933 Constante de gravitation moyenne et surface (m/s2) 3,69 Vitesse de libération (km/s) 5,03 Albedo 0,15 Magnitude visuelle V(1,0) -1,52 Irradiation solaire au sol (W/m2) 589,2 Pression atmosphérique (bars) 0,007 Orbite http://dansmonbureau.eklablog.com

/

Grand axe (106 km) 227,92 Période orbitale sidérale (jours) 686,980 Période orbitale tropique (jours) (days) 686,973 Périhélie (106 km) 206,62 Aphélie (106 km) 249,23 Distance moyenne au Soleil (km) 227.940.000 Distance moyenne au Soleil (Terre = 1) 1,5237 Distance minimale à la Terre (106 km) 54,5 Distance maximale à la Terre (106 km) 401,3 Période orbitale synodique (jours) 779,94 Vitesse orbitale moyenne (km/sec) 24,13 Vitesse orbitale maximale (km/sec) 26,50 Vitesse orbitale minimale (km/sec) 21,97 Inclinaison du plan de l'orbite (degrés) 1,850 Excentricité de l'orbite (degrés) 0,0934 Durée de rotation (heures) 24,6229 Durée de rotation (jours) 1,025957 Inclinaison de l'axe de rotation (degrés) 25,19 Atmosphère Pression en surface (mb) 6,1 Densité de l'atmosphère en surface (kg/m3) 0,20 Poids moyen moléculaire (g/mole) 43,34 Température Température atmosphérique moyenne (corps noir) (K) 210 Température minimale en surface (°C) -140 Température moyenne en surface (°C) -63 Température maximale en surface (°C) -20 Composition de l'atmosphère Dioxyde de carbone (C02) 95,32% Nitrogène (N2) 2,7% Argon (Ar) 1,6% Oxygène (O2) 0,13% Monoxyde de carbone (CO) 0,07% Eau (H2O) 0,03% Néon (Ne) 0,00025% Krypton (Kr) 0,00003% Xénon (Xe) 0,000008% Ozone (O3) 0,000003% Phobos


/

Orbite : 9.378 km au centre de la planète Diamètre: 22,2 km (27 x 21,6 x 18,8) Masse: 1,08 16 kg Deimos Orbite: 23.459 km au centre de la planète Diamètre: 12,6 km (15 x 12,2 x 11) Masse: 1,8 15 kg

Jupiter Cinquième planète du système solaire, Jupiter a une composition proche de celle du Soleil, mais sa masse ná pas été suffisante pour déclencher des réactions nucléaires et former une étoile. Son atmosphère d´hydrogène combiné à dáutres éléments peu abondants, donne des nuages de couleur vive agités dóuragans violents provoqués par un dégagement de chaleur intense. À la différence des planètes telluriques et à l'instar des trois autres planètes géantes, Jupiter ne possède pas de surface solide : il s'agit d'une boule de gaz - essentiellement de l'hydrogène et de l'hélium - qui entoure un noyau probablement composé de fer et de silicates, auxquels s'ajoutent probablement des « glaces d'eau », d'ammoniac et de méthane. Jupiter possède un champ magnétique, une magnétosphère et une ionosphère, et est caractérisé par d'intenses émissions radioélectriques. Comme sur la Terre, les aurores polaires se développent dans les zones de latitudes élevées. 1. Structure de la planète Jupiter, comme d'ailleurs les autres planètes géantes du système solaire, est un objet profondément différent des planètes telluriques : Mercure, Vénus, la Terre et Mars sont caractérisés par une surface solide de quelques milliers de kilomètres de diamètre, qu'entoure une atmosphère peu épaisse, voire très ténue dans le cas de Mercure. Au contraire, Jupiter est une énorme boule de gaz, composée essentiellement, comme le Soleil et les autres étoiles, d'hydrogène et d'hélium. Les images fastueuses que nous observons au télescope ou qui ont été transmises par les sondes spatiales sont celles des couches extérieures des nuages. Ces nuages dissimulent la structure profonde de la planète, mais les techniques modernes de mesures des rayonnements électromagnétiques réfléchis ou émis par la planète, le repérage précis des trajectoires des sondes spatiales passant à sa proximité et l'application des lois de la physique permettent de se faire une idée étonnamment précise de l'intérieur de la planète. L'analyse du rayonnement planétaire dans l'ultraviolet, le visible, l'infrarouge et le domaine radioélectrique, tant à partir des observatoires terrestres qu'à l'aide des appareils embarqués à bord des sondes spatiales, a permis de déterminer la température et la composition chimique des couches extérieures


/

de Jupiter sur une épaisseur d'environ 2 000 kilomètres, ce qui est évidemment minime comparé aux quelque 70 000 kilomètres du rayon de Jupiter. Que verrait donc un observateur descendant dans Jupiter, armé des moyens d'investigation nécessaires... et indestructible ? Venant de l'espace interplanétaire et se dirigeant vers le centre de la planète, notre voyageur rencontre d'abord une haute atmosphère extrêmement ténue, constituée essentiellement d'hydrogène, et où la température est de l'ordre de 1 500 kelvins. Il aborde ensuite, à des niveaux où la pression est de l'ordre de 1 millionième de la pression de l'atmosphère terrestre au sol, une zone au-dessous de laquelle la turbulence est assez forte pour que les divers composants atmosphériques se mélangent à tout moment. La température à cet endroit n'est plus que d'environ 37° kelvins ; elle continue à décroître à mesure que l'on descend. À partir de ce moment, l'atmosphère est composée d'environ 90 % d'hydrogène moléculaire (H2) et de près de 10 % d'hélium. S'y ajoutent une petite quantité de méthane (CH4) - de l'ordre de 0,1 % - et des quantités encore plus faibles d'acétylène (C2H2) et d'éthane (C2H6) ; ces deux derniers gaz sont produits dans la haute atmosphère par le rayonnement ultraviolet solaire, qui casse les molécules de méthane en morceaux qui se recombinent ultérieurement en molécules plus compliquées, les hydrocarbures. L'acétylène et l'éthane sont les seuls hydrocarbures qui ont été détectés de manière sûre, mais il est probable que d'autres existent en quantités très faibles. D'après des analyses des données des sondes, l'éthylène (C2H4), le benzène (C6H6) et le méthylacétylène (C3H4) seraient aussi présents. Descendant encore, le voyageur détecte, à des niveaux où la pression est de l'ordre de quelques millièmes d'atmosphère, de l'ammoniac (NH3) en quantité infime mais néanmoins suffisante pour pouvoir être détectée à partir de satellites d'observation astronomique circumterrestres. Il commence aussi à découvrir une brume peu épaisse composée de petites particules de diamètre inférieur au micromètre et dont la nature est encore inconnue (il pourrait s'agir de petits cristaux d'ammoniac ou bien de particules d'hydrocarbures à l'état solide ou liquide). Arrivé à un niveau voisin d'un dixième d'atmosphère, le voyageur se trouve alors à des températures de l'ordre de 12° kelvins, dans une région appelée tropopause, à partir de laquelle la température va recommencer à croître continûment jusqu'au centre de la planète. À ce niveau, la quantité d'ammoniac croît extrêmement rapidement, jusqu'à atteindre quelques dix-millièmes vers 0,6 atmosphère. Apparaît également un gaz appelé phosphine (PH3) qui, bien qu'en quantité modeste (moins de 1 millionième), absorbe énormément le rayonnement


/

infrarouge, comme d'ailleurs l'ammoniac. Vers 0,3 - 0,5 atmosphère de pression, le voyageur découvre une couche de nuages blancs comme les cirrus dans l'atmosphère terrestre, composés de cristaux d'ammoniac dont les dimensions pourraient atteindre 100 micromètres. Cette couche nuageuse est peu opaque dans le domaine visible, de sorte qu'elle n'empêche pas de voir à partir de la Terre les nuages colorés situés plus profondément, vraisemblablement vers 2 ou 3 atmosphères de pression. En revanche, les « cirrus » d'ammoniac absorbent fortement le rayonnement infrarouge, bloquant ainsi le rayonnement des couches plus chaudes situées à plus grande profondeur. La couche d'ammoniac n'est cependant pas homogène et, à divers endroits de Jupiter, notamment dans la zone équatoriale, elle est peu dense, ou inexistante, permettant ainsi au rayonnement infrarouge à 5 micromètres de nous parvenir. Les nuages colorés sont en revanche opaques à l'infrarouge comme au visible. Leur nature est encore inconnue : s'agit-il de sulfure d'acide (NH4SH), de composés phosphorés, voire de composés organiques complexes ? La réponse à cette question doit attendre l'analyse des résultats obtenus lors de la descente d'une sonde dans l'atmosphère de Jupiter (mission Galileo). Vers 3 ou 4 atmosphères, le voyageur commence à détecter d'autres composants atmosphériques, comme la vapeur d'eau, le germane (GeH4), l'oxyde de carbone (CO). D'autres composants mineurs, non encore détectés, sont sans doute présents en très petites quantités. À partir de 4 ou 5 atmosphères, vers 27° kelvins, les rayonnements visible ou infrarouge ne peuvent plus fournir d'information, mais le rayonnement radioélectrique émis par ces couches peut encore être détecté du sol à l'aide de grands radiotélescopes. Au-delà d'environ 40 atmosphères de pression, vers 32° kelvins, nous ne disposons plus d'information directe. On entre dans le domaine de la structure interne, qui fait l'objet de théories complexes dont il convient de dire quelques mots avant de pénétrer plus profondément dans le mystère jovien. Trois sortes d'information fournissent des contraintes pour les théories sur la structure interne de Jupiter. Il s'agit en premier lieu des proportions respectives des deux constituants majeurs de Jupiter, l'hydrogène et l'hélium ; ces proportions ont été mesurées avec précision par les sondes Voyager dans l'atmosphère extérieure. En deuxième lieu, les mesures dans l'infrarouge ont montré que Jupiter émettait 1,7 fois plus d'énergie qu'il n'en recevait du Soleil ; en d'autres termes, il existe au centre de Jupiter une source d'énergie qui produit une quantité d'énergie de l'ordre de 70 % de celle que la planète reçoit du Soleil ; la présence de cette source interne impose la valeur de la température centrale. Enfin, comme tout corps massif, la planète rayonne


/

autour d'elle un champ gravitationnel ; ce champ n'est pas symétrique et ses variations perturbent les trajectoires des sondes spatiales ; les écarts à la symétrie du champ gravitationnel ainsi déduits donnent des informations sur la répartition des masses à l'intérieur de la planète. Revenons donc à notre voyageur imaginaire. S'enfonçant au-dessous des nuages visibles de Jupiter, il trouve sans doute des nuages plus complexes. Par ailleurs, la température croissant de plus en plus, il commence à trouver - toujours en très petite quantité par rapport à l'hydrogène et l'hélium, qui demeurent uniformément mélangés - divers composés qui deviennent volatils (composés du carbone, de l'azote, du silicium, du magnésium, du soufre, etc.). Par ailleurs, la pression devient de plus en plus forte, atteignant des valeurs situées bien au-delà de celles qui sont réalisables sur Terre en laboratoire. Néanmoins, les composants demeurent fluides et non solides à cause des températures relativement élevées. Vers 2 millions d'atmosphères et 10 000 kelvins, un changement radical apparaît cependant : l'hydrogène devient monoatomique et métallique, c'est-à-dire que sa densité et sa conductivité deviennent tout à coup beaucoup plus importantes. Par conséquent, la densité locale croît brutalement. On croit que, contrairement à ce qui se passe dans Saturne, l'hélium reste mélangé à l'hydrogène métallique par suite des hautes températures existant dans cette région de Jupiter. Pour les mêmes raisons, l'hydrogène métallique se trouve sous forme liquide et non solide. Continuant sa descente, le voyageur atteint le niveau fantastique de 45 millions d'atmosphères et de 20 000 kelvins à une distance d'environ 57 000 kilomètres au-dessous des nuages visibles de Jupiter. On pense que c'est à cet endroit que devrait se situer la limite supérieure du noyau solide de la planète, constitué à l'origine par accrétion des grains et des poussières immergés dans la nébuleuse primitive. Ce noyau serait composé de silicates, de métaux et peut-être de glaces (d'eau, d'ammoniac, voire de méthane). Au moment de l'accrétion, ce noyau s'est considérablement échauffé. C'est le reliquat de cette chaleur primordiale qui serait à l'origine de la source d'énergie interne de Jupiter que l'on observe. L'étude de la composition de Jupiter est importante à plus d'un titre. En effet, les molécules gazeuses des atmosphères planétaires tendent à s'en échapper par suite de leur agitation propre - le mouvement brownien -, et cela d'autant plus que la température atmosphérique est plus élevé ; en revanche, l'attraction gravitationnelle de la planète tend à s'opposer à cette évasion. Dans le cas de Jupiter, la gravité est forte (environ trois fois celle de la Terre) et la température des couches externes est beaucoup plus faible que dans les planètes telluriques, de sorte que même les molécules les plus légères ne


/

peuvent s'échapper de l'atmosphère. Il s'ensuit que la composition de l'atmosphère de Jupiter doit être encore maintenant la même qu'au moment de la formation de la planète, il y a 4,5 milliards d'années environ. En d'autres termes, on peut, en déterminant la composition actuelle de Jupiter, avoir accès à celle de la nébuleuse primitive dont est issu, pense-t-on, le système solaire tout entier. On peut connaître ainsi la composition du milieu interstellaire à cet endroit de notre Galaxie, et il y a 4,5 milliards d'années. Parmi les éléments qui composent le milieu interstellaire, deux d'entre eux, mesurables dans Jupiter, présentent un intérêt particulier du point de vue de la cosmologie : il s'agit de l'hélium et du deutérium. En effet, la théorie du big bang prédit que ces deux gaz ont été fabriqués pour l'essentiel durant les trois premières minutes de l'existence de notre Univers. Ultérieurement, de l'hélium est en outre produit à l'intérieur des étoiles au cours de leur évolution. Certaines de ces étoiles terminent cette évolution en explosant : ce sont les supernovae. Ce faisant, elles enrichissent le milieu interstellaire en matériaux qu'elles avaient fabriqués, et notamment en hélium. La proportion d'hélium dans le milieu interstellaire croît donc constamment avec le temps. La mesure de l'abondance de l'hélium dans Jupiter fournit donc une valeur supérieure de l'abondance de l'hélium primordial. Cette valeur supérieure, déterminée par la mission Voyager, est de l'ordre de 24 % en masse, ce qui est en bon accord avec les limites supérieures déduites de l'observation de très vieilles galaxies. Plus importante encore est la mesure du deutérium dans Jupiter. Cet élément, lui aussi formé essentiellement lors du big bang, est détruit dans les étoiles. Les explosions de supernovae enrichissent donc le milieu interstellaire en tous les éléments, sauf en deutérium. Il s'ensuit que la proportion relative du deutérium - par exemple par rapport à l'hydrogène - décroît continuellement avec le temps. Or, pour le moment, le deutérium interstellaire ne peut être mesuré que dans notre Galaxie, c'est-à-dire qu'on ne peut avoir en fait accès qu'à la valeur de la quantité de deutérium à l'époque actuelle. La mesure dans Jupiter est donc très précieuse, puisqu'elle fournit un second point, situé il y a 4,5 milliards d'années, sur la courbe d'évolution et une valeur inférieure de l'abondance primordiale. Les mesures d'abondance du deutérium obtenues par la mission Voyager semblent confirmer que le rapport deutérium/hydrogène a décru légèrement depuis la naissance du système solaire, conformément à l'allure du modèle d'évolution de l'abondance du deutérium en fonction du temps. En utilisant un tel modèle, on peut également remonter à l'abondance du deutérium tel qu'il fut produit lors du big bang. Le modèle théorique de cette explosion primordiale nous permet alors de déduire la densité des protons et


/

des neutrons (ce que l'on appelle les nucléons ou les baryons) de l'Univers. De cette valeur de la densité, les modèles cosmologiques tirent des conséquences fondamentales sur la structure de l'Univers, qui serait ouvert, c'est-à-dire qu'il poursuivrait à jamais son expansion. Ce résultat serait cependant remis en question si les expériences en cours dans les grands accélérateurs de particules permettaient de prouver - comme certaines expériences déjà réalisées le suggèrent - que la particule élémentaire appelée neutrino a une masse. Comme les neutrinos sont beaucoup plus abondants que les protons et les neutrons, la densité totale de l'Univers serait beaucoup plus grande. L'Univers pourrait être alors fermé, c'est-à-dire qu'après avoir poursuivi son expansion actuelle pendant encore un certain temps il se contracterait de nouveau, jusqu'à revenir à sa dimension initiale. Deux scénarios de formation de Jupiter sont pour le moment envisagés. Dans le premier scénario, on suppose que, dans la région de Jupiter et des autres planètes géantes, des fragments assez importants (de l'ordre de plusieurs milliers de fois le rayon actuel de Jupiter) de la nébuleuse primitive se sont condensés et ont formé des protoplanètes gazeuses géantes. Ultérieurement, un noyau se serait formé à partir de grains de fer et de silicates se trouvant déjà dans la nébuleuse et tombant vers le centre de la protoplanète. Dans ce scénario, la composition atmosphérique des planètes géantes devrait être similaire à celle du Soleil, si l'on admet que la nébuleuse primitive avait la même composition en son centre et à sa périphérie. En particulier, le carbone, l'azote et l'oxygène - qui sont les composants les plus abondants dans l'Univers après l'hydrogène et l'hélium - devraient être dans les mêmes proportions par rapport à l'hydrogène dans l'atmosphère de Jupiter et dans le Soleil. Ce n'est pas ce qu'on observe ; le rapport carbone/hydrogène dans toutes les planètes géantes et, semble-t-il, le rapport azote/hydrogène dans Jupiter et Saturne sont plus élevés que dans le Soleil. Un autre scénario considère que les planètes géantes se sont formées en deux temps. Dans une première phase, un noyau s'est formé par concentration de grains flottant dans la nébuleuse primitive. Ces grains étaient composés de fer et de silicates, mais aussi, à cause des basses températures existant dans la nébuleuse à sa périphérie, de glaces d'eau, d'ammoniac et de méthane. Le noyau crût jusqu'à atteindre une certaine masse critique, de l'ordre de dix fois la masse de la Terre. La chaleur dégagée durant ce processus pourrait avoir partiellement revaporisé les glaces. Lorsque le noyau atteignit la masse critique, il attira les matériaux environnants de la nébuleuse primitive constitués essentiellement d'hydrogène et d'hélium qui n'ont pu se condenser parce que cela exigerait des températures extrêmement basses. Ainsi se


/

seraient constituées, dans cette deuxième phase, les atmosphères de Jupiter et des autres planètes géantes, dans lesquelles le carbone, l'azote et l'oxygène pourraient, à la suite de la revaporisation des glaces dans l'atmosphère, être enrichis par rapport au Soleil. Les Anneaux de Jupiter - Statistiques Les anneaux de Jupiter ont été découverts le 4 mars 1979 par les caméras de la sonde Voyager-1 ; la densité de ces anneaux paraît environ un milliard de fois plus faible que celle des anneaux de Saturne, ce qui explique que, situés très près du disque brillant de la planète, ils n'aient jamais été observés auparavant depuis la Terre : leur détection est aussi difficile que le repérage à grande distance d'une faible bougie située à côté d'un puissant phare marin. Si l'on effectue des observations dans l'infrarouge à une longueur d'onde de 2,2 micromètres (le méthane, abondant dans l'atmosphère de Jupiter, est alors quasi opaque), le rapport luminosité des anneaux sur luminosité de la planète est fortement augmenté et les anneaux peuvent être détectés depuis la Terre, ce qui a été accompli cinq jours après leur découverte par Voyager-1. Cette découverte a permis d'expliquer pourquoi, lors de son survol de Jupiter cinq ans auparavant, Pioneer-11 avait observé à certaines distances de la planète des variations brusques dans le nombre de particules chargées en orbite autour de Jupiter ; certains scientifiques avaient alors émis l'hypothèse que Jupiter possédait des satellites non encore découverts ou des anneaux aux endroits où le nombre de particules de haute énergie décroissait ; cinq ans plus tard, cette hypothèse était vérifiée ! La découverte des anneaux de Jupiter, survenant deux ans après celle des anneaux d'Uranus, montrait que l'existence d'anneaux autour des planètes géantes était naturelle. Comme ceux de Saturne et d'Uranus, les anneaux de Jupiter possèdent des bords nets et des satellites proches ; cependant, ils sont beaucoup plus ténus et bien différents. Pour l'instant, on ne connaît évidemment ni la taille ni la nature des particules de cet anneau : situées à l'intérieur de la magnétosphère de Jupiter, elles sont probablement chargées. On peut distinguer quatre composantes : un anneau brillant d'environ 6 000 kilomètres de largeur est prolongé vers l'extérieur par un bord très brillant d'environ 800 kilomètres de largeur. Vers l'intérieur, du matériau plus dispersé s'étend jusqu'au sommet des nuages de Jupiter ; un halo très ténu enveloppe le tout. Les satellites de Jupiter Les premières lunes de Jupiter furent découvertes en 1610, lorsque Galileo Galilei observa les lunes galiléennes (Io, Europe, Ganymède et Callisto), les quatre grands satellites du système jovien. Il s'agissait de la première


/

observation de lunes autre que celle de la Terre. Il est possible cependant qu'une observation antérieure ait été réalisée en 362 av. J.-C. par l'astronome chinois Gan De. Au cours des quatre siècles suivants, avant l'ère spatiale, huit autres satellites furent découverts : Amalthée (1892), Himalia (1904), Élara (1905), Pasiphaé (1908), Sinopé (1914), Lysithéa et Carmé (1938), et Ananké (1951). Pendant les années 1970, deux autres satellites furent observés à partir de la Terre : Léda (1974) et Thémisto (1975), qui fut ensuite perdu puis retrouvé en 2000. Avant l'arrivée de sondes spatiales dans l'environnement de Jupiter, 13 satellites étaient donc connus (14 en comptant Thémisto). Les missions Voyager, qui survolèrent le système jovien en 1979, permirent la découverte de trois nouvelles lunes : Métis et Thébé en mars 1979 sur des photographies de Voyager 1, Adrastée en juillet 1979 par Voyager 2. Entre 1979 et 1999, aucun nouveau satellite de Jupiter ne fut découvert. Le 6 octobre 1999, le programme Spacewatch découvrit ce qui fut initialement considéré comme un nouvel astéroïde, 1999 UX18 mais qui fut rapidement identifié comme une nouvelle lune de Jupiter, Callirrhoé. Un an plus tard, entre le 23 novembre et le 5 décembre 2000, l'équipe de Scott S. Sheppard et David C. Jewitt de l'Université d'Hawaii débuta une campagne systématique de dépistage des petites lunes irrégulières de Jupiter en utilisant deux des treize télescopes situés au sommet de Mauna Kea à Hawaii : le Subaru (8,3 m de diamètre) et le Canada-France-Hawaii (3,6 m). 47 satellites furent découverts entre 2000 et 2006, qui possèdent des orbites éloignées, excentriques, inclinées et rétrogrades; ils font en moyenne 3 kilomètres de diamètre, le plus grand atteignant à peine 9 km. On pense que ce sont tous des corps astéroïdaux ou cométaires capturés, possiblement fragmentés en plusieurs morceaux. En 2006, on connaissait 63 lunes à Jupiter, le record du système solaire. Il est possible que d'autres lunes plus petites (moins d'un km de diamètre) restent à découvrir.

Saturne À l'instar de Jupiter, Saturne constitue, avec son cortège de satellites, un système solaire en miniature, mais, surtout, offre le spectacle somptueux de ses anneaux, découverts dès 1610 par Galilée et interprétés en tant qu'anneaux par Huygens en 1655. Saturne a été exploré à trois reprises par des sondes spatiales de la NASA : Pioneer-11 à la fin d'août et au début de septembre 1979, Voyager-1 en novembre 1980 et Voyager-2 en août 1981. 1. Structure de la planète Les anneaux qui auréolent Saturne lui confèrent une apparence unique dans le système solaire. Cependant, la planète proprement dite présente de grandes


/

similitudes avec Jupiter. Ses dimensions sont presque les mêmes : son rayon équatorial - 60.268 kilomètres - est égal à 9,45 rayons terrestres, au lieu de 11,21 pour Jupiter. Sa masse est de l'ordre de 95 fois celle de la Terre, au lieu de 318 dans le cas de Jupiter. Sa densité moyenne est ainsi de 0,7 ; en d'autres termes, plongée dans une piscine imaginaire remplie d'eau, Saturne flotterait à la surface comme un ballon. Cela suggère que Saturne est, à l'instar de Jupiter, formée des éléments constitutifs de la nébuleuse solaire primitive, c'est-à-dire surtout d'hydrogène et d'hélium. On verra cependant que ces deux composants ne demeurent pas uniformément mélangés à l'intérieur de la planète, et que la structure interne de Saturne est qualitativement différente de celle de Jupiter. Il n'en demeure pas moins que Saturne est, comme Jupiter, essentiellement une énorme boule de gaz comprimé sous son propre poids, et que ce que nous en voyons est constitué de nuages composés d'éléments mineurs qui se condensent aux faibles températures existant à la périphérie de cet astre. Comme Jupiter, Saturne tourne très vite puisque sa période de rotation interne est de 10 heures 40 minutes. Elle présente un fort aplatissement, plus grand que celui de Jupiter : son rayon équatorial est supérieur de 10,8 % à son rayon polaire, tandis que celui de Jupiter est supérieur de 6,5 % au rayon polaire. Saturne possède également une source d'énergie interne, c'est-à-dire qu'elle émet plus d'énergie (sous forme de rayonnement) qu'elle n'en absorbe en provenance du Soleil. L'origine de cette source interne est cependant différente de celle de Jupiter. Prenons la fiction d'un observateur venant de l'espace interplanétaire et se dirigeant vers le centre de la planète ; que découvrirait-il ? Un « nuage » d'hydrogène atomique et peut-être d'hydrogène moléculaire, en forme de tore centré sur Saturne, entoure la planète. Le tore est situé dans le plan équatorial et s'étend entre 8 et 25 rayons saturniens (soit de 480.000 à 1,5 million de kilomètres) et a une épaisseur d'environ 14 rayons saturniens (840.000 km). On pense que ce nuage, dont la densité est de l'ordre de 20 atomes par centimètre cube, provient d'hydrogène échappé de l'atmosphère de Titan puis attiré autour de Saturne par l'attraction gravitationnelle de cette planète. Il est possible que le tore contienne aussi de l'hydrogène moléculaire avec peut-être même une densité plus élevée que celle de l'hydrogène atomique. L'exosphère, c'est-à-dire l'atmosphère extérieure de Saturne située au-dessus de la zone où les divers constituants gazeux demeurent uniformément mélangés sous l'effet de la turbulence, est à une température de 400 kelvins environ. La densité de l'hydrogène moléculaire croît rapidement au-dessous de


/

61.400 kilomètres d'altitude, comptée à partir du centre de la planète, c'est-à-dire à environ 1.300 kilomètres au-dessus du niveau de pression 1 atmosphère. Du méthane est probablement présent également dans cette zone. L'homopause, c'est-à-dire la région au-dessous de laquelle les composants non condensables ou non dissociés par le rayonnement sont uniformément mélangés, se trouve à environ 200 kelvins et à 1.150 kilomètres au-dessus du niveau 1 atmosphère. En dessous de l'homopause, les proportions relatives des deux composants majeurs, l'hélium et l'hydrogène, sont respectivement de 7 % en volume (14 % en masse) et de 93 %. Dans Jupiter, les proportions de ces mêmes éléments sont 10 et 90 %. Sont aussi présents dans la stratosphère, c'est-à-dire entre l'homopause et la tropopause située au niveau 0,1 atmosphère, outre le méthane dans une proportion de 1 à 2 millièmes, divers produits de la dissociation du méthane sous l'action du rayonnement ultraviolet solaire : l'acétylène (C2H2), l'éthane (C2H6) et probablement le propane (C3H8) et le méthylacétylène (C3H4). Ces éléments sont en très petite quantité. D'autres molécules plus complexes pourraient aussi avoir été formées. Par ailleurs, la phosphine (PH3) a été détectée, dans une proportion de quelques parties par million, jusqu'au niveau 5 à 10 hectopascals (0,005 à 0,01 atmosphère). Les hydrocarbures formés dans la stratosphère ne devraient pas être présents dans la troposphère, au contraire de la phosphine, qui provient de l'intérieur de la planète. La température décroît jusqu'à la tropopause, où elle n'est plus que de 85 kelvins, puis recroît continûment à mesure que l'on s'enfonce dans l'intérieur de la planète. L'ammoniac, qui se condense à des températures plus basses que 145 kelvins, se trouve, dans des proportions de quelques dix-millièmes, au-dessous du niveau 1 atmosphère. C'est probablement aussi au-dessous de ce niveau que devraient se situer les nuages colorés que l'on observe. Les informations sur la température des couches troposphériques plus profondes découlent du fait que le rayonnement radioélectrique émis par Saturne provient de ces couches. À 21 centimètres de longueur d'onde, l'émission provient du niveau 10-20 atmosphères, où la température est de l'ordre de 230 kelvins. Aux plus grandes profondeurs, la structure de Saturne, comme celle de Jupiter, ne peut être déduite que de modèles théoriques qui sont soumis aux contraintes de trois types d'information : il s'agit tout d'abord de la valeur du rapport hydrogène-hélium dans l'atmosphère extérieure, ensuite de l'intensité de la source interne d'énergie, enfin de l'écart à la symétrie du champ gravitationnel rayonné par la planète autour d'elle. Ces trois quantités ont été mesurées avec précision en premier lieu par les sondes Voyager.


/

La mesure du champ gravitationnel donne des informations sur la répartition des masses à l'intérieur de la planète. On en déduit que Saturne doit posséder un noyau dense, solide, composé principalement de silicates et de métaux, et peut-être de glaces d'eau, d'ammoniac et de méthane. Cependant, ce noyau doit être de faible dimension (15.000 km de rayon environ) et sa masse ne devrait pas excéder 10 à 20 masses terrestres. La source interne d'énergie est 1,76 fois plus intense que le rayonnement solaire absorbé par la planète. Une première hypothèse considère que cette énergie est un résidu de la chaleur emmagasinée par la planète au moment de sa formation. Fonctionnant comme un radiateur initialement chauffé qui se refroidit peu à peu, Saturne émettrait un flux d'énergie du centre vers l'extérieur de la planète qui, convertie en énergie radiative, serait responsable de l'émission planétaire observée. Cependant, les modèles d'évolution indiquent que, compte tenu de sa masse plus petite que celle de Jupiter, Saturne devrait avoir perdu sa chaleur initiale depuis quelque deux milliards d'années. Une autre hypothèse, plus plausible, est la suivante : à deux ou trois millions d'atmosphères, l'hydrogène change de nature et devient monoatomique tandis que sa densité et sa conductivité augmentent brutalement. Il est devenu de l'hydrogène métallique. Or, si la température dans la région considérée est suffisamment basse, les calculs de thermodynamique indiquent que l'hélium n'est plus soluble dans l'hydrogène métallique ; des gouttes d'hélium liquide se forment et émigrent vers le centre de la planète, libérant ainsi de l'énergie gravitationnelle. Si ce processus, qui rend effectivement compte de l'énergie interne observée dans le cas de Saturne, est vrai, on doit observer moins d'hélium dans la couche atmosphérique externe de Saturne que dans celle de Jupiter. C'est précisément le résultat auquel les mesures des sondes Voyager ont abouti : nous l'avons déjà vu, l'abondance de l'hélium dans la troposphère de Saturne n'est que de 7 % en volume alors qu'elle est de 10 % dans celle de Jupiter. Par ailleurs, la température de Jupiter étant plus élevée dans la zone considérée, le mélange se trouve au-dessus du seuil de non-miscibilité et le processus de formation de gouttes d'hélium ne s'est pas encore déclenché. Il aura lieu quand Jupiter se sera suffisamment refroidi. En résumé, lorsqu'on se dirige de la périphérie vers le centre de la planète, on rencontre successivement : • Une couche d'environ 30.000 kilomètres d'épaisseur, contenant essentiellement 93 % d'hydrogène moléculaire et 7 % d'hélium ; aux températures suffisamment élevées se trouvent probablement tous les autres éléments mineurs qui constituaient la nébuleuse primitive (carbone, azote,


/

oxygène, métaux, silicates, etc.), mais dans des proportions qui restent à déterminer • Une couche inhomogène de 5.000 kilomètres d'épaisseur contenant de l'hydrogène métallique au sein duquel des gouttes d'hélium continuent à se former et tombent en « pluie » vers le centre de la planète • Une couche de 10.000 à 12.000 kilomètres d'épaisseur d'hydrogène métallique et d'hélium, ce dernier dans une proportion supérieure à celle que l'on trouve dans Jupiter ou dans le Soleil • Finalement, un noyau de silicates et de métaux, et peut-être de glaces, de l'ordre de 15.000 kilomètres de rayon Il faut cependant garder présent à l'esprit que ce schéma n'est qu'un modèle susceptible d'être profondément remanié à mesure de l'enrichissement de nos connaissances sur la planète géante. Les anneaux Observés pour la première fois par Galilée en 1610, les anneaux de Saturne sont probablement l'un des plus beaux spectacles qu'on puisse voir dans le ciel avec une simple paire de jumelles. Leur observation par les sondes et satellites, depuis Voyager en novembre 1980 nous a révélé un magnifique système composé d'un nombre incalculable de milliards de « cailloux » en orbite autour de Saturne et formant des milliers de structures étonnantes. Les sondes Voyager ont non seulement photographié l'un des plus beaux objets du ciel, mais aussi l'un des plus intéressants scientifiquement. Au cours de l'été de 1610, Galilée, qui fut un des premiers à utiliser une lunette pour observer le ciel, fit une moisson de découvertes. En particulier, il découvrait « quelque chose autour de Saturne » ; il crut tout d'abord avoir découvert deux gros satellites de part et d'autre de la planète, mais il remarqua que ces deux compagnons de Saturne ne présentaient aucun mouvement apparent par rapport à la planète, ce qui l'intrigua beaucoup. Il fut encore plus stupéfait quand, deux ans plus tard, il constata que ces deux compagnons avaient apparemment disparu. Pendant plus de quarante ans, les astronomes furent intrigués par l'aspect changeant de l'environnement de Saturne ; les uns voyaient deux satellites, d'autres une planète aplatie, d'autres encore des structures complexes, et les observateurs polémiquaient sur la qualité de leurs instruments ou bien sur l'acuité visuelle de leurs collègues. Ce n'est qu'en 1654 que Christiaan Huygens trouvait la solution du problème : Saturne est entouré d'un anneau brillant situé dans le plan équatorial de la planète ; au cours des vingt-huit ans que dure une révolution de Saturne autour du Soleil, ces anneaux sont vus alternativement par la tranche, puis de manière plus ouverte, d'où leur aspect changeant à travers les lunettes imparfaites de


/

l'époque (il ne faut pas oublier que les lunettes du XVIIe siècle étaient loin d'avoir la qualité d'une simple paire de jumelles de grande diffusion actuellement). Jean-Dominique Cassini, le premier directeur de l'observatoire de Paris alors nouvellement créé, découvrait une division (qui porte maintenant son nom), démontrant ainsi que les anneaux n'étaient pas homogènes, et il suggérait qu'ils étaient formés d'une multitude de petits satellites. De nombreux astronomes des XVIIe et XVIIIe siècles croyaient cependant que les anneaux étaient solides, et il fallut attendre 1785 pour que Pierre Simon de Laplace démontre qu'un anneau solide serait instable et détruit par les effets de marée de la planète. Laplace suggérait alors que les anneaux étaient en fait constitués d'une série de minces anneaux solides concentriques. En 1857, James Clerk Maxwell démontrait théoriquement que les anneaux étaient constitués de « particules » solides indépendantes en rotation différentielle autour de la planète. En 1898, James Edward Keeler obtenait un spectre de Saturne et de ses anneaux et montrait, en mesurant la vitesse radiale des anneaux grâce à l'effet Doppler-Fizeau, que ces anneaux tournaient bien autour de Saturne de manière différentielle comme devaient le faire une multitude de petits satellites indépendants obéissant aux lois de Kepler, les particules les plus proches de Saturne tournant en moins de 8 heures (soit plus vite que la planète sur elle-même) et les plus éloignées en plus de 12 heures. L'étude théorique de Maxwell était ainsi confirmée. En 1911, Henri Poincaré soulignait l'importance des collisions mutuelles des particules qui composent ces anneaux et remarquait que ces phénomènes de collisions actuellement à l'œuvre au sein des anneaux devaient avoir joué un rôle fondamental au début de l'histoire du système solaire. Il fallut cependant attendre les années 1970 et 1980 pour que des études théoriquesquantitatives du rôle de ces collisions soient entreprises.

Uranus De magnitude de l'ordre de 6, deux fois plus lointaine que Saturne dont elle est deux fois et demie plus petite, Uranus est à la limite de la détection à l'œil nu. Un observateur expérimenté peut cependant l'apercevoir par une nuit claire ; elle apparaît alors comme une étoile très faible. Inconnue des Anciens, pour lesquels Saturne marquait la limite du système solaire, Uranus n'a été découvert que le 13 mars 1781 par le musicien et astronome amateur William Herschel qui, observant par hasard la constellation des Gémeaux à l'aide d'un télescope de 16 centimètres d'ouverture, remarqua un objet qui n'était pas ponctuel comme une étoile. Il crut avoir découvert une nouvelle comète, mais le calcul de son orbite révéla vite que cet objet était en fait une planète gravitant sur une orbite circulaire à plus de 3 milliards de kilomètres du Soleil.


/

Pourtant Uranus avait été porté plusieurs fois sur des cartes du ciel entre 1690 et 1780, ce qui a été très utile par la suite pour déterminer les paramètres de son orbite. Uranus est vu depuis la Terre sous un angle de 4 secondes. Son disque apparaît donc, même à l'aide de plus gros télescopes, comme une petite tache bleu verdâtre sur laquelle on ne discerne aucun détail. Depuis 1994, cependant le télescope spatial Hubble en obtient des images détaillées, sur lesquelles on distingue les grands traits de son atmosphère. D'un diamètre quatre fois plus grand que celui de la Terre, Uranus en est quinze fois plus massif. Comme les autres planètes géantes, Uranus est composé à 99 % d'hydrogène et d'hélium. Comme Jupiter et Saturne, il possède un système complet de satellites réguliers. Comme Jupiter, Saturne et Neptune, il possède un système d'anneaux. Sa période de rotation est égale à 17 heures 14 minutes. Mais contrairement aux autres planètes, l'axe de rotation d'Uranus se trouve pratiquement dans son plan orbital ; le plan équatorial d'Uranus ainsi que le plan orbital de ses satellites connus sont quasi perpendiculaires au plan de son orbite autour du Soleil. Découverte d'Uranus par les sondes spatiales Le 24 janvier 1986, Uranus était survolé par Voyager-2. Ce qui, depuis deux cent cinq ans, n'était qu'un petit point de lumière bleuâtre s'est révélé en quelques heures un monde particulièrement riche avec un environnement d'anneaux surprenants et de satellites beaucoup plus actifs que prévu, en particulier l'étonnant petit Miranda. L'essentiel des caractéristiques connues du système d'Uranus provient de cette brève rencontre ; il faut cependant faire remarquer la parfaite complémentarité des mesures effectuées depuis la Terre et par Voyager-2. Par exemple, l'étude des anneaux depuis notre planète par l'observation d'occultations stellaires a permis d'obtenir sur leur structure des résultats que n'a pu fournir la sonde. Inversement, les petites particules détectées par la sonde au sein des anneaux sont invisibles depuis la Terre. Sept mille images du système uranien, dont deux mille au moment du passage au plus près, des milliers de spectres dans l'infrarouge et dans l'ultraviolet, des millions de mesures radio et magnétiques ont été alors transmis à la Terre. L'atmosphère d'Uranus Les images ont révélé la présence de nuages, de bandes parallèles à l'équateur et de couches de brume. En particulier, le pôle qui fait actuellement face au Soleil est couvert d'une calotte de brume. Le mouvement des nuages a permis de mesurer la période de rotation de l'atmosphère d'Uranus. L'atmosphère d'Uranus tourne en sens inverse des aiguilles d'une montre et plus rapidement que l'intérieur de la planète ; les vents viennent tous de l'ouest. La haute


/

atmosphère d'Uranus tourne de manière différentielle. Contrairement à ce qui se passe sur Saturne, la rotation est plus rapide vers les pôles que vers l'équateur : la période est de 17 heures vers 25 degrés de latitude et de 16 heures vers 40 degrés de latitude. À partir des spectres dans l'infrarouge et de l'expérience d'occultation radio par l'atmosphère, on a pu estimer l'abondance de l'hélium à environ 15 %, ce qui correspond à la quantité d'hélium présente dans le Soleil. Il semblerait donc que l'atmosphère, ayant la même composition que le Soleil et que la nébuleuse primitive, soit primordiale et non le fruit d'une évolution ultérieure de la planète. Uranus a une structure interne très différente de celles de Jupiter et de Saturne. En son centre, la température serait de l'ordre de 7000 kelvins, et la pression vaudrait environ vingt millions de fois la pression atmosphérique terrestre. En partant du centre, on trouve probablement successivement un noyau "rocheux" d'un rayon d'environ 7 500 kilomètres, chaud, solide ou liquide, composé pour l'essentiel de silicates et de fer, puis un manteau de plus de 10 000 kilomètres d'épaisseur composé de glaces d'eau, de méthane, d'ammoniac, et enfin une épaisse enveloppe gazeuse d'hydrogène et d'hélium qui forme l'atmosphère observée depuis notre planète. Cette enveloppe est environ quatre fois plus massive que la Terre. Champ magnétique et magnétosphère d'Uranus Avant la rencontre avec Voyager-2, on ignorait tout sur le champ magnétique d'Uranus : le rayonnement radio de Jupiter est aisément détecté depuis la Terre ; celui de Saturne avait été observé par les sondes Voyager, à une distance considérable, plus d'un an avant les rencontres ; mais, dans le cas d'Uranus, le voile n'a été levé qu'au dernier moment, quelques heures avant le passage de la sonde au plus près. Une des grandes surprises de la mission Voyager-2 est venue de la découverte que l'axe du champ magnétique n'était pas plus ou moins aligné avec l'axe de rotation de la planète, mais au contraire fortement incliné, d'environ 60 degrés, par rapport à celui-ci. Le champ magnétique est intrinsèquement cinquante fois plus fort que celui de la Terre ; ce qui, compte tenu de la plus grande taille d'Uranus, correspond à une intensité un peu plus faible en "surface". Ce champ magnétique est probablement engendré par effet dynamo au sein de l'épais manteau liquide qui contient de nombreux atomes ionisés. L'existence de ce fort champ magnétique et l'interaction avec le vent solaire entraînent l'existence de zones analogues aux ceintures de Van Allen au voisinage de la Terre. L'atmosphère d'Uranus est à une température d'environ 50 kelvins et l'étude spectroscopique a permis d'y découvrir la présence de méthane et d'hydrogène


/

moléculaire. La sonde Voyager a détecté une atmosphère étendue d'hydrogène moléculaire et une couronne encore plus étendue d'hydrogène atomique.

Neptune Neptune, huitième planète du Système solaire, gravite sur une orbite quasi circulaire à environ 4,5 milliards de kilomètres du Soleil qu'elle met 165 ans à parcourir. Son plan équatorial est incliné de près de 30° par rapport au plan de son orbite. Bien que trois fois plus petit que Jupiter, Neptune est une planète géante qui est composée à 99 % d'hydrogène et d'hélium. Avec un diamètre de 49.520 kilomètres, Neptune est à peine plus petit qu'Uranus. Cependant, sa masse est légèrement supérieure, de l'ordre de 17,2 fois celle de la Terre (contre 14,5 fois pour Uranus), ce qui lui confère la masse volumique moyenne la plus élevée des planètes géantes (1,76 g/cm3). Comme Neptune est notablement moins massif que Jupiter ou Saturne, donc moins "comprimé" par la gravité, il contient une plus grande proportion d'éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium. La découverte de Neptune eut un très grand retentissement au XIXe siècle. Elle fait date dans l'histoire des sciences car elle marque le triomphe de la mécanique céleste : le calcul permettait de découvrir un objet situé à plus de 4 milliards de kilomètres de la Terre ! Dès la fin du XVIIIe siècle, les astronomes eurent de la peine à accorder les observations d'Uranus avec ses positions calculées. Alexis Bouvard, astronome à l'Observatoire de Paris, fut un des premiers à remarquer les "irrégularités" du mouvement d'Uranus. Grâce en particulier à François Arago, l'idée qu'un corps inconnu perturbait son orbite se fit alors jour, et, indépendamment, l'Anglais John Couch Adams en 1843 et Urbain Jean Joseph Le Verrier en 1846 calculèrent la position et la masse de ce corps avec une précision suffisante pour permettre sa découverte dans la constellation du Verseau. La prédiction d'Adams fut peu exploitée : l'université de Cambridge ne possédait pas de cartes à jour de la constellation du Verseau, et les collègues d'Adams n'aidèrent pas beaucoup ce nouveau chercheur, qu'ils considéraient comme trop jeune pour pouvoir faire une telle prédiction. En revanche, le 23 septembre 1846, le jour même de la réception d'une lettre de Le Verrier, Johann Gottfried Galle découvrait la nouvelle planète à l'observatoire de Berlin, à moins de 1 degré de la position prédite. Par un curieux hasard de l'histoire, deux cent trente-trois ans auparavant, Neptune était angulairement proche de Jupiter pendant l'hiver de 1612 à 1613, et Galilée, observant Jupiter le 28 décembre 1612 et le 22 janvier 1613, avait fait figurer Neptune sur ses croquis, pensant qu'il s'agissait d'une étoile. Objet de huitième magnitude, donc invisible à l'œil nu, Neptune se présente au télescope comme un disque bleu-vert d'un diamètre apparent de l'ordre de 2


/

secondes d'angle ; on discerne très difficilement quelques marques dans son atmosphère. Les satellites Avant le survol de Neptune par la sonde Voyager-2, seuls deux satellites, Triton et Néréide, étaient connus. Ils sont dits irréguliers car leurs orbites sont insolites : Triton a un mouvement rétrograde sur une orbite très inclinée par rapport au plan équatorial de Neptune, et Néréide gravite sur une orbite fortement excentrique. En 1989, les images prises par Voyager-2 ont révélé six nouveaux satellites qui forment un système régulier tournant dans le sens direct sur des orbites circulaires et peu inclinées. Triton a été découvert le 10 octobre 1846 par William Lassel, dix-sept jours seulement après la découverte de la planète elle-même. Les anneaux Comme les autres planètes géantes, Neptune possède des anneaux, mais ceux-ci sont très particuliers : ils présentent en effet des arcs de matière. La découverte de ces arcs depuis la Terre grâce à l'observation d'occultations d'étoiles en 1984 et 1985 a conduit à modifier le programme de Voyager-2 afin de mieux étudier l'environnement de Neptune. La sonde a ainsi révélé que la planète était entourée d'un système complet d'anneaux ténus sertis d'arcs brillants. Les astronomes se sont longtemps demandé pourquoi Saturne semblait être la seule planète entourée d'anneaux. La mise en évidence, en une décennie, d'anneaux autour de Jupiter, d'Uranus et de Neptune a montré que ce phénomène était naturel autour des planètes géantes. Cependant, ces quatre systèmes d'anneaux sont bien différents les uns des autres : qu'il s'agisse d'anneaux, de satellites ou de planètes, le système solaire présente une stupéfiante diversité d'aspects ! L'atmosphère L'envoi par Voyager-2 d'ondes radio à travers l'atmosphère a permis de sonder cette dernière et de compléter les observations effectuées dans le visible, l'ultraviolet et l'infrarouge. Comme Uranus, Neptune possède une atmosphère réductrice, riche en hydrogène (contrairement à la Terre, qui possède une atmosphère oxydante, riche en oxygène) ; elle contient environ 25 % d'hélium et au moins 1 % de méthane. La couleur bleue de cette planète est en grande partie due à l'absorption de la lumière rouge par le méthane. Dans la haute atmosphère, à une pression de l'ordre de quelques hectopascals, les molécules de méthane (CH4), dissociées par le rayonnement solaire, se recombinent pour former des hydrocarbures tels que l'éthane (C2H4) et l'acétylène (C2H2), qui ont été


/

détectés par Voyager-2. Plus bas, à un niveau de l'ordre de 1.300 hectopascals, le méthane se condense en cristaux de glace. Encore plus bas, à 3.000 hectopascals, la présence d'une couche opaque de sulfure d'hydrogène (H2S) est suspectée. Il n'est pas impossible que de l'ammoniac (NH3) soit aussi présent à ce niveau. Les détecteurs infrarouges de Voyager-2 ont mesuré une température moyenne de - 214°C (59 K). Les régions équatoriales et polaires ont approximativement la même température ; les zones intermédiaires sont plus froides de quelques degrés. Là où l'éclairement du Soleil est maximal actuellement, c'est-à-dire à ces latitudes intermédiaires, le gaz monte et se refroidit, comme sur Uranus. Vers l'équateur et les pôles, il redescend, est compressé et réchauffé. Quand on fait le bilan de l'énergie renvoyée par Neptune dans l'espace, on constate que la planète émet 2,7 fois plus d'énergie qu'elle n'en reçoit du Soleil. L'origine de ce surplus d'énergie n'est pas encore élucidée. Huit jours avant le survol de Neptune, Voyager-2 a détecté à intervalles réguliers des "bouffées" d'ondes radio, premières manifestations du champ magnétique de la planète. Comme celui-ci est engendré par des courants électriques se déplaçant à grande profondeur, les scientifiques en ont déduit une période de rotation interne égale à l'intervalle entre deux bouffées (16 h 7 min). Neptune est légèrement aplati du fait de sa rotation. Mesuré à un niveau de pression de 1.000 hectopascals (la pression au niveau de la mer sur Terre), le rayon polaire est légèrement inférieur au rayon équatorial : 24.340 et 24.764 kilomètres, respectivement. Magnétosphère Neptune possède une magnétosphère dont l'axe du dipôle magnétique est incliné à 47° par rapport à l'axe de rotation. Il est aussi asymétrique : la source du champ magnétique n'est pas localisée dans le noyau, mais à mi-chemin entre le centre et l'extérieur de la planète. Quand Voyager-2 a survolé Neptune, le pôle magnétique pointait à moins de 20° de la direction du Soleil, et la sonde a pénétré dans la magnétosphère de Neptune par le cornet polaire, là où les particules du vent solaire peuvent s'enfoncer profondément avant d'être repoussées. C'était la première fois, à l'exception de la Terre, qu'une telle région polaire magnétique était explorée par une sonde spatiale. Ces observations sont très importantes pour mieux connaître les magnétosphères des planètes. Celle de Neptune est la moins intense du système solaire : le long de l'équateur magnétique, là où les particules chargées sont le plus concentrées, Voyager-2 n'a trouvé que 1,4 proton ou particule plus lourde par centimètre cube, soit trois fois moins qu'autour d'Uranus et trois mille fois moins qu'autour de Jupiter.


/

L'instrument ultraviolet a détecté une aurore (beaucoup plus faible que celles qui ont été observées autour des autres planètes géantes) et une légère luminescence diffuse du côté nuit de Neptune.

La révolution des planètes

Les lois de Kepler sont des lois cinématiques qui décrivent le mouvement des corps célestes ; les lois de Newton en expliqueront plus tard la cause (leur dynamique). Bien qu'ayant été formulées à l'origine pour expliquer le mouvement des planètes, elles peuvent être appliquées à tous corps en orbite autour d'un autre : étoiles doubles, les satellites de Jupiter, etc. Ce sont des lois universelles, hors du domaine quantique. Les lois de Kepler sont au nombre de trois : Première loi de Kepler : les planètes décrivent une ellipse dont le Soleil occupe l'un des foyers ; Deuxième loi de Kepler : le rayon Soleil-planète balaie des aires égales pendant des intervalles de temps égaux ; Troisième loi de Kepler : le carré de la période de révolution est proportionnel au cube du demi grand-axe de l'orbite.

Liens entre ces concepts : Les élèves vont découvrir que notre planète, la Terre fait partie du système solaire qui comporte sept autres planètes et une étoile : le Soleil. Savoirs déclaratifs : Nommer les huit planètes, dans leur ordre respectif Comment traduire ce nouveau savoir pour les élèves de cette classe ? Au départ d’un album, les élèves découvrent le nom des planètes ainsi que certaines de leurs caractéristiques. Suite à cette lecture, ils vont jouer les planètes et leur révolution autour du Soleil avec leur corps. Une vidéo sur le système solaire va leur permettre d’approfondir leur connaissance. Les élèves vont compléter des cartes d’identité des planètes. Finalement, ils vont réalisér de petits jeux afin de retrouver le nom des planètes Ce que les élèves devraient garder en mémoire : L’ordre des planètes Mots avec lesquels ils devraient pouvoir formuler le nouveau savoir : Soleil, Mercure, Vénus, Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune Moyen mnémotechnique : Me Voici Tout Mouillé, J’ai Suivi Un Nuage.


/

• Pourquoi ?

Sens de l'apprentissage : Etendre sa connaissance de son environnement, de son univers. Prendre conscience de la distance qui nous sépare du Soleil. Prendre conscience que nous ne sommes tout petits par rapport à l’étendu de l’univers. Prendre conscience que nous bougeons, que notre planète se déplace même si nous ne le sentons pas. Dans quel contexte cet apprentissage est-il un réel besoin ? Contexte social : Comprendre les éclipses. Pouvoir regarder des reportages spatiaux en visualisant mieux l’univers des astronautes. Contexte disciplinaire ou interdisciplinaire : Disciplinaire : L’espace La Terre La Lune Les étoiles La vie dans l’espace Les astronautes Interdisciplinaire : Mathématique : le nombre 9

classement par ordre croissant ou décroissant Histoire : l’évolution de l’homme

le big-bang

Contexte pédagogique : Le nombre 9 Land Art Quelle(s) situation(s) peu(ven)t faire naître un problème à traiter ? • Pour la représentation corporelle du système solaire, lorsque les élèves se déplacent autour du Soleil, le fait d’être reliés à plusieurs peut créer un certain chahut. L’enseignante peut leur faire remarquer que dans l’espace, il n’y a aucun bruit, il n’y a que du silence. • Dans cette même étape, les élèves peuvent ne pas savoir à quelle vitesse se déplacer. Les élèves doivent juste marché par groupe, en rythme, en restant bien groupé. C’est la circonférence qu’ils suivent qui marquera une différence dans les révolutions des planètes.


/

• Pour ... quoi ?

Compétence visée : CLE.3.1. Utiliser des repères et des représentations pour se situer, situer des lieux, se déplacer. Cycles où l'on est amené à structurer ce nouveau savoir spécifique : Tous les cycles Objectifs précis : Nommer les planètes et le Soleil Ordonner les planètes et le Soleil Modéliser la révolution des planètes autour du Soleil Éléments certifiés au terme de l'étape : Nommer les planètes et le Soleil Ordonner les planètes et le Soleil

• A qui ?

Obstacles « cognitifs » que ce nouveau savoir représente pour les élèves, compte tenu du développement de leur mode de pensée : • Les élèves peuvent être bloqués face à la représentation de l’espace, de l’univers. Ils commencent à apprendre à se situer dans un lieu proche, connu ; se situer dans un lieu aussi grand, immense, peu bloqué certains élèves dans l’apprentissage. Sur la Terre, placer un repère à l’endroit nous vivons (la Belgique) Comparer l’être humain à une fourmi : la fourmi représente l’humain et la Terre représente l’univers. Nous sommes tout petits. • Les élèves peuvent faire allusion aux martiens. L’enseignante leur explique que les martiens n’existent pas mais qu’il est possible qu’il y ait quelque part dans l’univers une autre forme de vie. Les scientifiques qui étudient l’univers cherchent encore… « Déjà-là » des élèves : • Les sources :

• http://www.gommeetgribouillages.fr/Espace/index.htm

• http://www.teteamodeler.com/culture/astres/fiches-astres

• http://www.momes.net/Apprendre/Sciences/L-astronomie/Le-systeme-solaire

• http://lorien.eklablog.com/le-systeme-solaire-a26679141


/

• http://www2.cndp.fr/lesScripts/bandeau/bandeau.asp?bas=http://www.cndp.fr/ecole/sciences/classeurs/Fiches_eleves/fiches_eleves.htm

• http://laclassedelaurene.blogspot.be/2012/04/astronomie-au-cycle-2.html • http://www.fichespedagogiques.com/recherche/syst%C3%A8me%20solaire

• http://www.fondation-lamap.org/fr/page/11784/les-astres-l-cole-maternelle

• http://www.le-systeme-solaire.net/aide-mnemo.html • http://www.futura-sciences.com/magazines/espace/infos/dico/ •

10. Déroulement

Étape 1 : Léa découvre l’univers

Explication : L’enseignante lit l’album de « Léa découvre l’univers ».

Consigne : « Ecoutez bien, cette histoire parle du système solaire. Ensemble nous allons apprendre ce que représente le système solaire. » Voir album

Étape 2 : le jeu des planètes Explication : A la suite de la lecture collective de l’album « Léa découvre l’univers », l’enseignante propose aux enfants un jeu de rôle permettant à chacun de s’identifier à une planète et de tourner autour du Soleil. Les élèves se mettre par petit groupe comme suit : 1 enfant représente Mercure

2 enfants représentent Vénus

2 enfants représentent Terre

1 enfant représente Mars

6 enfants représentent Jupiter 4 enfants représentent Saturne

3 enfants représentent Uranus

3 enfants représentent Neptune

Dans les groupes d’au moins 2 élèves, ces derniers seront liés par les pieds grâce à des foulards (dans le but de montrer la grosseur de la planète). L’enseignante représente le Soleil. Chaque élève / groupe d’élèves reçoit une pancarte comportant le nom de sa planète. Ils doivent se placer autour du soleil, dans l’ordre des planètes, à une distance raisonnable pour que les planètes n’entrent pas en collision (l’enseignante peut pré-tracer des traits à la craie sur le sol pour faciliter le positionnement des élèves). Pour faciliter le positionnement des élèves / des planètes, l’enseignante peut apprendre une phrase mnémotechnique : Me Voici Tout Mouillé, J’ai Suivi Un Nuage

Pendant que les élèves tournent l’enseignante fait remarquer aux élèves qu’une année s’écoule


/

http://www.futura-sciences.com/magazines/espace/infos/dico/d/univers-systeme-solaire-3728/

chaque fois que la Terre a fait un tour complet du Soleil. C’est ainsi que les terriens mesurent la durée d’une année. Elle fait remarquer aux élèves que le temps que met une planète pour faire le tour du Soleil n’est pas le même pour chaque planète : on peut le voir via Mercure qui est la planète la plus porche du Soleil.

Consigne : « Maintenant que nous avons découvert les planètes qui composent le système solaire, les planètes qui nous entourent, nous allons représenter ce système solaire. Pour cela, nous allons faire des groupes : 1 enfant représente Mercure

2 enfants représentent Vénus

2 enfants représentent Terre

1 enfant représente Mars

6 enfants représentent Jupiter 4 enfants représentent Saturne

3 enfants représentent Uranus

3 enfants représentent Neptune

Et moi, je représente le Soleil. Afin que les groupes ne se dispersent pas partout, je vais lier avec des foulards les groupes d’au moins deux élèves. » « Tenez bien votre pancarte pour tout le monde voit quelle planète vous représenter. Placez vous dans l’ordre des planètes du système solaire. » « Maintenant, comme les planètes, vous allez tourner autour de moi… » Voir annexe n°1

Étape 3 : Sid le petit scientifique Explication : L’enseignante propose une vidéo sur les planètes. Cette vidéo sert de rappel. L’enseignante fait des pauses durant le visionnage afin de constater ce que les élèves ont retenu de la première séance. Elle apporte une maquette de chacune des planètes. Lors des pauses de visionnage, les élèves doivent, notamment, retrouver la bonne planète, citée dans la vidéo.

Consigne : « Voici une vidéo sur le système solaire. Ecoutez bien, vous allez certainement apprendre de nouvelles choses. » Voir CD + maquettes

Étape 4 : les 8 planètes Explication : Les élèves complètent la fiche de chacune des planètes.

Consigne : « Maintenant que vous avez appris de nombreuses choses sur les planètes, nous allons compléter leur fiche d’identité. »


/

Voir annexe n°2

Étape 5 : jeux sur les planètes Explication : Les élèves réalisent des jeux dans le but de retrouver le nom des planètes.

Consigne : « Vous allez devoir découper les planètes et les recoller dans l’ordre. » P1 et P2

« Vous allez devoir retrouver les mots dans la grille et les surligner ou les colorier. » P2

« Vous allez devoir retrouver le même mot dans la liste et le souligner. » P1

« Vous allez devoir séparer les mots. » P2

« Vous allez devoir replacer les mots dans la grille. » P1 et P2

Voir annexe n°2

11. Analyse-questionnement

............................................................................................................................. ...........

........................................................................................................................................

............................................................................................................................. ...........

........................................................................................................................................

............................................................................................................................. ...........

........................................................................................................................................

............................................................................................................................. ...........

........................................................................................................................................

............................................................................................................................. ...........

........................................................................................................................................

........................... ............................................................................................................

.


/

Le système solaire - Créer un blog gratuitement -...

Documents

Transcript of Le système solaire - Créer un blog gratuitement -...