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Masters
PLANÉTOLOGIE
Géologie des planèteset des satellites
Préface de Pierre Encrenaz
Christophe Sotin Olivier Grasset Gabriel Tobie
PRÉFACE
TABLE
AVANTPROPOS
DES
MATIÈRES
CHAPITRE 1LE SYSTÈME SOLAIRE. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1 Le Soleil. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2 Les objets du Système solaire. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3 Les petits corps du Système solaire. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Exercices. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
CHAPITRE 2L’EAU DANS LE SYSTÈME SOLAIRE. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1 Le constituant H2O. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2 Où est l’eau ?. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
CHAPITRE 3LES MISSIONS SPATIALES. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1 Histoire de l’exploration du Système solaire. . . . . . . . . . . . . . . . . . . e 2 Les enjeux duXXIsiècle. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
CHAPITRE 4L’INSTRUMENTATION GÉOLOGIQUE. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1 L’observation de la surface. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2 Les techniques d’étude de la structure interne. . . . . . . . . . . . . . . . Exercices. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
PREMIÈRE PARTIE LES PROCESSUS DÉVOLUTION DES PLANÈTES
CHAPITRE 5FORMATION DES PLANÈTES ET DE LEURS SATELLITES : ACCRÉTION ET DIFFÉRENTIATION. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1 Formation du Système solaire. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Dunod – La photocopie non autorisée est un délit la condensation à l’accrétion2 De . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
ix
xi
1 1 4 8 10
11 11 20
29 29 35
39 39 49 53
57 57 64
Table des matières
3 Assemblage, fusion et différentiation. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4 Les météorites : un témoignage précieux. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5 Vers notre système actuel.... . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Exercices. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
CHAPITRE 6LA STRUCTURE INTERNE DES PLANÈTES. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1 Composition des couches planétaires. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2 Les modèles de structure interne. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Exercices. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
CHAPITRE 7CONTRAINTES ET DÉFORMATIONS DES MATÉRIAUX PLANÉTAIRES. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1 Notion de contrainte et de déformation. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2 Lois rhéologiques. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3 Mécanisme microscopique responsable du fluage. . . . . . . . . . . . . 4 Propriétés mécaniques des silicates. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5 Propriétés mécaniques des glaces. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6 Profil rhéologique et transition ductilefragile dans un contexte planétaire. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Exercices. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
CHAPITRE 8TRANSFERTS THERMIQUES ET MAGMATISME. . . . . . . . . . . . . . . . . 1 Introduction. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2 La conduction thermique appliquée aux lithosphères. . . . . . . . . . 3 La convection dans les manteaux des planètes. . . . . . . . . . . . . . . . Exercices. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
CHAPITRE 9CHAMP MAGNÉTIQUE DES PLANÈTES. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1 Introduction. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2 Le champ magnétique de la Terre. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3 Le champ magnétique rémanent. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Exercices. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
vi
68 71 74 81
83 83 89 98
101 101 104 112 115 119
123 126
127 127 129 138 151
155 155 156 162 164
Table des matières
CHAPITRE 10CHAMP DE GRAVITÉ ET FORMES DES PLANÈTES ET DE LEURS SATELLITES NATURELS. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1 Notions de base. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2 Figure théorique d’équilibre hydrostatique. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3 Topographie et géoïde. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Exercices. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
CHAPITRE 11PROCESSUS DE SURFACE : CRATÉRISATION, VOLCANISME, ALTÉRATION.... . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1 Cratères d’impact. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2 Le volcanisme. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3 Altération et érosion des surfaces. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Exercices. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
SECONDE PARTIE HISTOIREGÉOLOGIQUE DES PLANÈTES ET DES SATELLITES DAPRÈS LES DONNÉES DES MISSIONS SPATIALES
CHAPITRE 12LA PLANÈTE TERRE. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1 Les enveloppes de la Terre. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2 Les processus d’échanges entre les enveloppes. . . . . . . . . . . . . . . . Exercices. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
CHAPITRE 13VÉNUS. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . . . . . . . 1 Caractéristiques générales. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2 Le rôle de l’eau dans l’évolution de Vénus. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3 Pourquoi Vénus n’atelle pas de champ magnétique ?. . . . . . . . 4 Mécanisme de renouvellement de la surface de Vénus. . . . . . . . . Exercices. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
CHAPITRE 14MARS. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1 Introduction. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2 L’atmosphère. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Dunod – La photocopie non autorisée est un délit 3 La géologie de surface. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
165 165 175 182 192
193 193 198 201 210
213 213 223 229
233 233 239 241 242 244
247 247 251 254
vii
Table des matières
4 Structure et dynamique interne. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5 Évolution géologique de Mars. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Exercices. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
CHAPITRE 15MERCURE ET LA LUNE. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1 Les structures observées en surface. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2 Datation des surfaces. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3 Composition minéralogique des roches. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4 Structures internes. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Exercices. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
CHAPITRE 16LES SATELLITES GALILÉENS DE JUPITER. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1 Caractéristiques générales. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2 Io : une lune très active. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3 Europe : un océan sous sa surface glacée ?. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4 Le champ magnétique de Ganymède. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Exercices. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
CHAPITRE 17LES SATELLITES DE SATURNE. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1 Titan : une autre Terre ?. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2 Encelade : une petite lune très active. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3 Les lunes intermédiaires de Saturne. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . Exercices. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
CHAPITRE 18LES PLANÈTES NAINES. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. . . . . . . . . . . . 1 Les gros corps de la ceinture d’astéroïdes : Cérès, Vesta et Pallas. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2 Pluton, Charon et les gros objets de la ceinture de Kuiper. . . . . Exercices. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
SOLUTION DES EXERCICES
OUVRAGES DE RÉFÉRENCE
INDEX
viii
262 267 270
273 273 276 277 279 280
283 283 288 291 298 299
301 301 307 311 315
319
319 321 325
327
343
345
Chapitre 2L’eau dans le Système solaire
20 Comètes 10 1.0 C/1999 S4% Relatif à H 5.0 73PC ) O 273PB2.0 H 2.0 1.0 (X/X 0.5 CO (natif )0.22 Log 0 3.0 0.1 H CO C H NH CH OH2 2 6 3 3 HCN0.05 (natif ) 0.02 C H 2 2 Figure 2.11 Abondances mesurées par spectroscopie infrarouge dans deux fragments de la comète 73P/SchwassmannWachmann 3 et la comète C/1999 S4. Les abondances mesurées dans les autres comètes sont distribuées en pointillés. De très nom breux constituants sont individualisés dans les comètes, mais l’eau reste toujours le constituant majoritaire.
2.5 Les manteaux glacés Il a été montré dans la section 1.3. que les glaces peuvent exister sous différentes configurations structurales en fonction des domaines de pression et température. La majorité des glaces observées dans le système solaire sont soit des glaces cristallines de basse pression (surface des planètes), soit des glaces amorphes (grains interstel laires, comètes). Les glaces de haute pression ne peuvent se rencontrer que si l’épais seur d’eau permet d’obtenir des pressions supérieures ou égales à environ 2 000 bars, un seuil supérieur à ce qui est atteint à la base des calottes terrestres et au fond des océans. De telles conditions de pression se rencontrent dans les lunes géantes de Jupi ter et Saturne (figure 2.12), ainsi que dans le cœur des planètes géantes (chapitre 6). Les petites lunes des planètes géantes ne permettent pas l’existence de glaces de hautes pressions. Même Europe, qui est pourtant une lune de taille conséquente (1 575 km de rayon) ne présente pas de pression supérieure à 1 400 bars dans l’hy drosphère. Seules les deux lunes géantes Callisto et Ganymède autour de Jupiter et Titan autour de Saturne génèrent les pressions suffisantes. Nous ne savons pas aujour d’hui quelle est la nature des manteaux glacés et surtout quelle est leur dynamique. Comme il est montré dans la figure 2.12, la structure de l’hydrosphère est très for tement conditionnée par la température moyenne. Si les intérieurs sont proches de 0 ˚C, alors il est probable que l’hydrosphère se décompose en une croûte de glace Ih en surface, une couche liquide, puis un épais manteau de glace VI. Cette possibilité, fort intéressante parce qu’elle permet l’existence des océans, dépend de l’intensité du chauffage interne et de la teneur en éléments volatils dans l’hydrosphère, donnée qui reste malheureusement très mal contrainte.
26
270 K
0
200 (km) 400
600
Ganymède
800 Profondeur 1000
254 K 0 200 (km) 400
600
Ganymède
800 Profondeur 1000
230 K
0
200 (km) 400
600
Ganymède
800 Profondeur 1000
Callisto
Callisto
Callisto
Titan
Titan
Titan
Europe
Europe
Europe
2. Où est l’eau ?
Silicates
GlaceVI
GlaceV
GlaceIII
GlaceII
GlaceIh
Liquide
Figure 2.12 Structure interne des hydrosphères des lunes géantes de Jupiter et Saturne en fonction de la température. Mis à part Europe, les lunes géantes peuvent abriter en plus d’une couche liquide les polymorphes glacés de type II, III, V, et VI. Les positions des interfaces sont estimées en supposant que les couches sont de densité constante (tableau 2.2) et en prenant une accélération de la gravité constante et égale à sa valeur en surface.
Si le profil thermique est froid (T<des souscouches de polymorphes250 K), haute pression (glaces II, III, V) doivent être considérées. Dans ce contexte par ticulier, de nombreux travaux ont montré que la dynamique des hydrosphères est fortement conditionnée par les contrastes de densité entre les polymorphes d’une part, et par les conditions thermodynamiques des transitions de phase d’autre part. Dunod – Laphotocopie non autorisée est un délit En p rticulier, la trans tion IIVI, qui est endothermique, agit comme une barrière
27
Chapitre 4L’instrumentation géologique
Figure 4.5 Lacs de Titan vus par la sonde Cassini. Ces lacs seraient composés d’hydrocarbures. Source NASA.
images radar. Les deux techniques sont complémentaires comme le montre l’étude de la surface de Titan par la sonde Cassini.
1.4 Autres techniques de télédétection pour obtenir une information élémentaire et moléculaire a) Flux de neutrons et spectrométrie gamma Le rayonnement cosmique est constitué de particules très énergétiques qui vont inter agir avec la surface et fournir une source de photons gammas et de neutrons. La radioactivité naturelle est une autre source. La mesure du rayonnement gamma four nit donc une information sur les éléments présents dans les premiers décimètres de la croûte. Les neutrons réagissent avec l’hydrogène et la quantité de neutrons qui sont émis de la surface d’une planète dépendra de la quantité d’hydrogène présente. Bien que l’hydrogène soit aussi présent dans les minéraux hydratés sous forme de groupe ments (OH), cette quantité est le plus souvent traduite en masse de H2O traversée par le flux de neutrons. La profondeur de pénétration du flux de neutrons est de l’ordre du mètre. Cette technique a été utilisée par la missionMars Odysseypour obtenir une carte de la masse d’H2O dans le premier mètre de la planète (planche 3).
b) Infrarouge thermique La mesure du rayonnement infrarouge émis par la surface d’une planète ou d’un satel lite peut renseigner sur la nature de la roche. En effet, cette mesure permet d’avoir l’émissivité de la roche qui mesure la radiation du corps par rapport à celle d’un corps noir. Les propriétés thermiques de la surface renseignent sur la nature de cette roche et sur les minéraux qui la composent.
46
1. L’observation de la surface
1.5 La topographie La première technique utilisée a été l’absorption atmosphérique pour Mars. En effet, l’atmosphère est suffisamment ténue pour ne pas complètement saturer les bandes d’absorption des molécules atmosphériques. Cette technique a permis d’obtenir la première carte topographique de Mars par l’étude de l’absorption à 2 microns du CO2 atmosphérique et par un modèle de densité atmosphérique. La résolution verticale n’est que de 300 m. Cette technique n’est donc pas une mesure directe. La détermination de la topographie depuis un satellite artificiel par la mesure du temps mis par un signal pour effectuer un allerretour nécessite la connaissance de la distance satellitesurface d’une part et de la distance satellitecentre de masse du corps observé d’autre part. Cette dernière information est fournie par l’équipe de navigation qui suit la trajectoire de la sonde spatiale avec une précision métrique. La distance entre le satellite et la surface est mesurée par des techniques radar et laser.
Figure 4.6 Modèle Numérique de Terrain (MNT) obtenu par la caméra HRSC (High Resolu-tion Stereo Camera) à bord de la sonde européenne MarsExpress. Cette image montre le système de caldeiras d’Olympus Mons sur Mars. Ce volcan est le plus haut volcan connu dans le système solaire et culmine à plus de 22 km d’altitude. La caldeira a une profondeur d’environ 3 km. (Copyright : ESA/DLR/FU Berlin ; G. Neukum).
La technique radar a été utilisée pour Vénus durant les missionsVeneraetMagel lana surface de Vénus (. La carte topographique de planche 4) a permis de bien Dunod – La photocopie non autorisée est un délit identifier les montagnes, volcans et cratères d’impact. Elle est utilisée pour l’étude de
47
Chapitre 10Champ de gravité et formes des planètes
un rôle très important. Les déformations provoquées par l’effet combiné de la gra vitation et de la rotation modifient en retour le champ de pesanteur de la planète ou du satellite. Une comparaison entre la forme d’équilibre théorique du corps (ellipsoïde de référence) et l’équipotentielle réelle du corps (appelée géoïde dans le cas de la Terre) permet de contraindre la structure interne du corps, de détermi ner l’existence d’anomalies de masse sous sa surface et d’estimer les propriétés rhéologiques de sa lithosphère. L’analyse jointe des données gravimétriques et altimétriques recueillies par les missions spatiales est ainsi un outil puissant pour caractériser la structure interne des corps du Système solaire.
Exercices
10.1 Estimation du moment d’inertie polaire des planètes telluriques et des satellites naturels 1.À partir des données fournies dans le tableau 10.2, déterminer le nombre de Love séculairekspour Vénus, la Terre et Mars. Que peuton dire de Vénus ? En déduire le moment d’inertie polaire pour la Terre et Mars.
Tableau 10.2RayonR, MasseM, coefficient quadrupolaireJ2obtenus par mesures satellitaires et période de rotation des corps,Prot.
Vénus La Terre Mars La Lune Io Europe Ganymède Callisto
R(km) 6 052 6 371 3 390 1 737,1 1 821,5 1 561 2 631 2 410,5
24 M(10kg) 4,8685 5,9736 0,64185 0,07349 0,0893 0,048 0,1482 0,1076
6 J2(×10 ) 4,458 1 082,63 1 960,45 202,7 1 845,9±4,2 440±30 127±5 32,7±0,8
Prot(jours) 116,75 1 1,027 27,3217 1,77 3,55 7,15 16,69
2.Même question pour les satellites naturels, qui sont en orbite synchrone autour de leur planète. Que peuton dire de la Lune ? Déterminer le moment d’inertie polaireC pour les autres satellites et estimer l’incertitude sur le moment d’inertie due à l’erreur de mesure que l’on a sur le coefficientC20. 3. a)Quelle devrait être la vitesse de rotation de Vénus pour expliquer son aplatis sement apparent ?b)A quelle distance de la Terre devrait se trouver la Lune pour expliquer son aplatissement apparent ?c)Quel effet ont les forces de marée exercées par la Lune sur le coefficientC20de la Terre pour cette distance de la Lune ?
192
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