Astronomie et astrophysique 203-3UV-GG PDF

Astronomie et astrophysique 203-3UV-GG Semaine 12 Lundi: Le Soleil (fin) Les planètes Mercredi: Les planètes (suite) Pratique d’examen d’activité de laboratoire  Activité solaire Fait référence à l’énergie et la matière libérées par le Soleil: Intensi...

Astronomie et astrophysique 203-3UV-GG Semaine 12 Lundi: Le Soleil (fin) Les planètes Mercredi: Les planètes (suite) Pratique d’examen d’activité de laboratoire  Activité solaire Fait référence à l’énergie et la matière libérées par le Soleil: Intensité lumineuse; Vent solaire; Cycle d’environ 11 ans. La fréquence des éruptions solaires et des éjections de masses varie.  Éjection de masse coronale Un minimum de 1,6 × 1012 𝑘𝑔 de masse électriquement chargée (électron, proton, hélium ionisé) est éjecté lors d’une éjection de masse coronale. Cette matière se propage rapidement dans le système solaire. Peut avoir des effets sur la Terre: Le champ magnétique terrestre capture et accélère les particules chargées, produisant de la lumière, les aurores polaires. Pourrait avoir un rôle mineur sur le climat. Peut affecter les systèmes de radiocommunication et de transport d’énergie (panne d’électricité généralisée de 9h au Québec en 1989). Taches solaires Régions de la photosphère temporairement plus froide (3700 K). Forte concentration de lignes de champ magnétique sortant du Soleil, limitant la convection. Viennent en paires, un pôle Nord magnétique et un pôle Sud. Sont directement reliées à l’activité solaire. Au début du cycle, apparaissent à ±30° de latitude, migrent vers l’équateur solaire. Inversion des pôles magnétiques En réalité, le cycle solaire dure 22 ans, 2 cycles de 11 ans. Dans un cycle de 11 ans, les pôles magnétiques du Soleil s’inversent. Causé par la rotation différentielle du Soleil, effet dynamo et plusieurs phénomènes électromagnétiques complexes.  Les planètes Le système solaire contient 8 planètes: Mercure, Vénus, Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Pour qu’un corps soit considéré comme une planète, il doit respecter les trois critères suivants: 1. Il doit orbiter autour d’une étoile (le Soleil dans ce cas-ci); 2. Sa masse doit être suffisamment grande pour que sa gravité le maintienne en équilibre hydrostatique et qu’il soit de forme quasi-sphérique; 3. Il doit avoir nettoyé le voisinage de son orbite. Dans ce chapitre nous allons voir différentes caractéristiques des planètes du système solaire.  La distance et les dimensions Il existe 2 ou 3 méthodes pour évaluer des distances dans le système solaire: Le radar: Appareil qui combine un émetteur radio à un radiotélescope qui permet d’évaluer rapidement la distance ∆𝑡 entre l’observateur et la cible. 𝑑=𝑐∗ 2 Les techniques de Copernic: Méthode géométrique qui repose sur les configurations du système Soleil-Terre- Planète. Donne les distances relatives entre le Soleil et les planètes en UA. La 3e loi de Kepler: Si on peut mesurer avec précision la période orbitale d’un astre, on peut évaluer sa distance par rapport au Soleil. Connaître la distance Observateur- Planète permet également d’évaluer 𝑅 les dimensions de la cible, en 𝜃 mesurant l’angle sous-tendu. 𝑑  La masse Pour mesurer la masse d’une planète, il faut observer le mouvement d’un de ses satellites, naturel ou artificiel. Si on mesure le demi grand-axe ou le rayon de l’orbite du satellite ainsi que sa période de révolution, la 3e loi de Kepler permet de déterminer la masse de la planète. Un satellite artificiel est habituellement muni d’instruments qui permettent de mesurer directement la distance par rapport 𝜃 𝑎 à la planète et la période orbitale. Pour un satellite naturel, on peut utiliser un 𝑑 télescope suffisamment grand pour observer son mouvement. On peut aussi déduire la distance entre le satellite et la 𝑎 = 𝑑 tan 𝜃 planète à l’aide d’un micromètre et d’un radar. La masse volumique et la densité La masse volumique (𝜌) est le rapport entre la masse et le 𝑀 4𝜋𝑅3 volume d’une planète. 𝜌= 𝑉= On peut assumer que les 𝑉 3 planètes sont quasi-sphériques pour calculer leur volume. Planète Densité (𝑔/𝑐𝑚3 ) La densité est la même chose que Mercure 5,4 la masse volumique, mais Vénus 5,2 mesurée en 𝑔/𝑐𝑚3. Terre 5,5 La planète le plus dense est la Mars 3,9 Terre et la moins dense est Jupiter 1,3 Saturne. La densité de l’eau est Saturne 0,7 1 𝑔/𝑐𝑚3. Uranus 1,3 Neptune 1,6  La surface Au travers des corps du système solaire (excepté le Soleil), il existe trois types de surfaces. Ganymède Pluton Vénus Mars Surface rocheuse: Surface constituée Surface glacée: Surface constituée principalement de minéraux et de principalement de glaces d’eau, ammoniaque ou de méthane. métaux.  Les planètes gazeuses: La surface est formée d’une épaisse couche de gaz. Jupiter Saturne Uranus Neptune Géantes gazeuses: Formées Géantes glacées: Possèdent principalement d’hydrogène et également une épaisse d’hélium. atmosphère, mais principalement constituée d’oxygène, de carbone, d’azote et de souffre. Les champs magnétiques La détection d’un champ magnétique donne de l’information sur la structure interne d’une planète. Deux conditions pour la production d’un champ magnétique: La planète doit tourner rapidement; Présence de matière ionisée à l’intérieur. L’effet dynamo est possible lorsque l’intérieur d’une planète tourne à une vitesse différente de son extérieur. Pour une planète rocheuse, indique la présence de magma liquide. Pour les planètes gazeuses, indique la présence d’hydrogène métallisé.  Les planètes telluriques Critères: 1. L’astre doit être de petite taille ayant la forme d’une sphère légèrement aplatie aux pôles. 2. L’astre est délimité par une surface rigide et rocheuse. 3. La densité du corps est élevée, entre 3,3 𝑔/𝑐𝑚3 et 5,5 𝑔/𝑐𝑚3. 4. L’intérieur du corps est formé d’un noyau solide et métallique, entouré de roche, liquide ou solide. 5. Les planètes telluriques ont peu ou pas de satellites naturels et aucun anneau. Rayon moyen (km) Masse (kg) Densité (g/cm3) Mercure 2400 0,33 × 1024 5,5 Vénus 6000 4,92 × 1024 5,3 Terre 6400 6 × 1024 5,5 Lune 1700 0,72 × 1024 3,34 Mars 3400 0,66 × 1024 3,9  La structure interne des planètes telluriques est divisée en trois Planètes telluriques sections: Le noyau: Partie centrale de l’astre, formé de métaux solide. La portion extérieure du noyau peut être liquide. Le manteau: Partie englobant le noyau, formé de roches et minéraux liquides ou solides. Croute: Surface extérieure rocheuse et solide. Nos connaissances de la structure interne des planètes viennent de mesures indirectes et de modèles: Présence d’un champ magnétique; Sismologie.  Les planètes joviennes 1. Une planète jovienne n’a pas de croute ou de surface liquide définie. La densité augmente graduellement avec la profondeur, passant de la phase gazeuse à liquide puis solide. 2. La densité est faible, étant située entre 0,7 𝑔/𝑐𝑚3 et 1,8 𝑔/𝑐𝑚3. 3. Leur température de surface est faible puisqu’elles sont éloignées du Soleil. 4. Elles sont très grandes, très massives et ont une grande gravité. 5. La combinaison de basse température de surface et de forte gravité leur permet de conserver les éléments légers comme l’hydrogène et l’hélium. 6. Leur vitesse de rotation est grande, entre 10 et 16h pour faire une rotation complète. 7. Leur surface gazeuse et leur grande vitesse de rotation produisent une grande déformation autour de l’équateur. 8. Elles ont de nombreux satellites et ont des anneaux, ceux de Saturne étant les seuls visibles au télescope. 9. Il y a constamment des orages violents dans leur atmosphère. Rayon moyen (km) Masse (kg) Densité (g/cm3) Jupiter 70 000 1,90 × 1027 1,30 Saturne 58 000 5,68 × 1026 0,69 Uranus 25 000 8,68 × 1025 1,30 Neptune 25 000 1,02 × 1026 1,64  Planètes joviennes La structure interne des planètes joviennes est répartie en trois sections: Le noyau: Formé de roches et de glaces. Manteaux: Géantes gazeuses: Hydrogène métallique et moléculaire. Géantes glacées: Hydrogène, hélium, eau, ammoniaque, méthane. Surface: Épaisse couche de gaz formé d’hydrogène et d’hélium.  Toutes les planètes joviennes Les anneaux planétaires possèdent des anneaux, au contraire des planètes telluriques. L’origine des anneaux n’est pas totalement comprise. On pense que les anneaux se forment dans des régions où les forces de marée empêchent des satellites de plus grande taille de se former. La limite de Roche permet d’estimer la distance minimale que doivent avoir les satellites naturels.  Les forces de marée On suppose qu’un satellite naturel (𝑀𝑠 et 𝑟𝑠 ) orbite autour d’une planète (𝑀𝑝 et 𝑟𝑝 ) à une distance 𝑑. On suppose également que la masse du satellite est répartie également dans 𝐺𝑀𝑝 𝑀𝑠 4𝑑𝑟𝑠 deux points, situés sur sa circonférence. ⇒ 𝐹𝑇 = 2 𝑑 2 − 𝑟𝑠2 2 Les forces de marée sont la différence de force gravitationnelle entre ces deux Comme 𝑑 ≫ 𝑟𝑠 , 𝑑 2 − 𝑟𝑠 2 ≅ 𝑑 2 points: 𝐺𝑀𝑝 𝑀𝑠 𝐺𝑀𝑝 𝑀𝑠 2𝐺𝑀𝑝 𝑀𝑠 𝑟𝑠 𝐹𝑇 = 2 − 2 ⇒ 𝐹𝑇 = 2 𝑑 − 𝑟𝑠 2 𝑑 + 𝑟𝑠 𝑑3  On remplace les masses par les masses volumiques: La limite de Roche 𝑀𝑝 = 4𝜋 3 𝑟 𝜌 3 𝑝 𝑝 Le résultat précédent s’applique 4𝜋 3 pour n’importe quel objet en orbite 𝑀𝑠 = 𝑟 𝜌 3 𝑠 𝑠 autour d’une planète: 2𝑟𝑝3 𝜌𝑝 𝑟𝑠 𝑟𝑠3 𝜌𝑠 2𝐺𝑀𝑝 𝑚 𝑟𝑠 ⇒ 𝑑3 = 2 𝑟𝑠 𝐹𝑇 = 𝑑3 La limite de Roche correspond à ⇒ 𝑑 = 1,26 ∗ 3 𝜌𝑝 𝑟 𝜌𝑠 𝑝 l’endroit où les forces de marée sont égales à la force En réalité, il faut tenir compte des déformations fluides et les liens intermoléculaires. gravitationnelle: La vraie limite de Roche: 𝐹𝑇 = 𝐹𝐺 3 𝜌𝑝 𝑑 = 2,423 ∗ 𝑟 𝜌𝑠 𝑝 2𝐺𝑀𝑝 𝑚 𝑟𝑠 𝐺𝑀𝑠 𝑚 ⇒ = 𝑑 3 𝑟𝑠2