La molécule d'eau est omniprésence dans l'Univers, et dans notre vie de tous les jours. Elle a des propriétés trés particulières qui la rendent probablement indispensable à l'apparition de la vie.
Des applications : des QCM pour tester vos connaissances, des petits problèmes pour assimiler vos connaissances et quelques références (livres et sites web),
Un glossaire des mots (mots bleus) utilisés dans la vidéo et les documents,
Le site et la vidéo sont, pour l'essentiel, accessibles à tous mais certains concepts demandent quelques connaissances scientifiques. Les textes et les QCM peuvent, en particulier, être utilisés par les enseignants du second degré pour leur formation ou le travail avec les élèves. Les exercices sur la "Zone Habitable" et sur "Les comètes" sont de niveau Licence2-Licence3.
Le projet (vidéo + site associé) a été réalisé dans le cadre d'un partenariat entre les UNT UNISCIEL, UVED et l'Observatoire de Paris.
Pour naviguer dans le site : les icônes de la barre sont des "boutons d'action", dans l'ordre de gauche à droite, ils vous permettent :
Le chapitrage de la vidéo "Du Temps, de l'Espace et de l'Eau", vous permet de consulter le passage de votre choix, par exemple au cours des exercices et QCM.
Crédit :
UFE/Observatoire de Paris
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Etait-elle déjà là lors de la formation de notre planète, ou bien est-elle venue ensuite ?
Autant de questions que tentent de résoudre les scientifiques :
Des astronomes et des astrophysiciens, qui observent sans relâche le moindre recoin de ciel afin d’élaborer des théories pour comprendre et expliquer l’origine et l’évolution de l’Univers
Des géologues, qui s’échinent à faire parler les roches de toutes les origines, qu’elles soit terrestres ou extraterrestres
Mais comment tout ceci a-t-il commencé ?
Histoire de l'eau
de … rien au Big Bang …
Au début il nʼy avait rien.
La Voie Lactée : un ciel plein d'hydrogène (distribution de l'intensité de la Raie 21cm, raie spectrale émise par l'atome d'hydrogène dans le domaine des ondes radio, dans notre Galaxie).
Crédit :
J.Dickey-F.Lochman (UMn-NRAO)
Et puis, c'est le Big Bang et l'apparition de lʼEspace et du Temps. Avec le Big Bang se forge le premier élément le plus léger, le plus simple, lʼhydrogène, et quelques atomes parmi les plus simples. Mais lʼhydrogène forme l'essentiel de la matière de l'Univers. Il est partout.
À partir des grands nuages dʼhydrogène, naissent les premières étoiles. Les plus grandes et les plus massives ont une vie très courte.
Elles transforment l'hydrogène pour fabriquer des atomes de plus en plus lourds, ensuite ces étoiles disparaissent et diffusent tous ces éléments
dans l'univers.
Et ainsi de suite, de nouvelles étoiles naissent à partir de ces éléments et des éléments de plus en plus lourds se forment et sont diffusés dans l'espace. Avec cela, on a tous les éléments disponibles pour fabriquer des petits grains de silicate.
H2O une molécule trés spéciale
Diagramme de phase de l'eau.
Il montre ainsi les domaines de température et de pression où l'eau se trouve à l'état gazeux, liquide et solide. En dessous du point triple, l'eau ne peut pas exister sous forme liquide. Au dessus du point critique (374ºC et 221 bars) il n'y a plus de différence entre l'état liquide et l'état gazeux : on dit que l'eau devient un fluide supercritique.
Les phases solides, liquides gazeuses coexistent dans les conditions terrestres.
Crédit :
Gilles Bessou/UFE/Observatoire de Paris
H2O une molécule trés spéciale
Spectre de la vapeur d'eau.
Les différents modes de vibrations fondamentales de l'eau, ainsi que leurs combinaisons, se traduisent par des bandes d'absorption dans le spectre.
Crédit :
Alain Doressoundiram/LESIA/Observatoire de Paris
H2O une molécule trés spéciale
Spectre de la glace d'eau.
Des signatures spectrales révélatrices de la glace d’eau (1,5 et 2,0 microns). La position exacte et le profil de la bande renseignent sur la structure de la glace, la taille des grains et le degré de pureté.
Crédit :
Alain Doressoundiram/LESIA/Observatoire de Paris
En passant par l'eau
Et sur ces grains que se passe-t-il ? Et bien, l'hydrogène et l'oxygène se combinent pour former de l'eau.
Schéma de la molécule d'eau H2O
Crédit :
Alain Doressoundiram/LESIA/Observatoire de Paris
Vue d'ensemble de la molécule d'eau et des liaisons H - O
Animation 3D de la molécule d'eau.
Crédit :
Alain Doressoundiram/Gilles Bessou/Observatoire de Paris
Abondance des éléments chimiques dans l'Univers (par rapport à celle du Silicium (Si) qui est définie arbitrairement à 106 .
L'échelle est logarithmique, le graphique indique 3 intervalles entre H (hydrogène) et O (oxygène), ce qui veut dire qu'il y a =1000 fois plus de H que de O.
Crédit :
CEA
Lʼeau est une molécule très spéciale et très abondante dans lʼUnivers et ce nʼest pas une surprise.
Effectivement, avec l’hydrogène qui est l’élément le plus abondant et l’oxygène, qui est le troisième élément le plus abondant, il n’est pas étonnant de trouver la molécule d’eau très répandue dans l’Univers.
La molécule d’eau a une configuration particulière avec un atome d’oxygène et deux atomes d’hydrogène.
Pourquoi l'eau
Et les charges électriques négatives se trouvent être décalées par rapport aux charges positives, ce qui fait que la molécule d’eau est ce que l’on appelle un dipôle électrique.
Et cette propriété particulière lui confère d’étonnantes propriétés chimiques.
L’eau est un excellent solvant.
Son rôle dans beaucoup de processus et de réactions est donc fondamental.
Modes vibratoires de la molécule H2O
Représentation 3D de la molécule d'eau et animation de ses différents modes fondamentaux de vibration qui génèrent les multiples signatures spectrales .
Crédit :
Alain Doressoundiram/Gilles Bessou/Observatoire de Paris
La formation des planètes
Rôle de l'eau
Schéma du Système Solaire : les planètes telluriques, la ceinture d'astéroïdes, les planètes gazeuses et la planète naine Pluton
Formation des planètes du Système Solaire en six actes
(a) Un nuage moléculaire s'effondre suite à une instabilité gravitationnelle, (b) le nuage tournant de plus en plus vite s'aplatit pour former un disque, au centre nait le Soleil (c) les premiers grains commencent à se former au fur et à mesure que la température décroît dans le disque, (d) les grains grossissent pour former des gros blocs (e) les blocs accrètent de plus en plus de matière pour former des embryons planétaires, (f) les planètes finales sont formées.
L'eau a également joué un rôle prépondérant dans l'histoire de la formation des planètes telluriques, qui sont parties de conditions initiales proches, pour évoluer très différemment.
Ainsi, l’eau nous raconte l’histoire divergente des planètes Mars, Vénus et la Terre.
Donc, l’eau intervient dans toute une multitude de réactions chimiques et la vie telle que nous la connaissons n’est certainement pas possible sans l’eau.
Animation : stratification chimique du disque solaire
Ligne des glaces ou ligne de condensation. Au delà de la ligne des glaces, il y a beaucoup plus de matière condensable, ce qui a conduit à l'accrétion de noyaux planétaires beaucoup plus gros, et donc à la formation des planètes géantes.
Crédit :
Gilles Bessou/UFE/Observatoire de Paris
L'eau dans notre vie
Où et comment on la trouve?
L'eau dans notre vie de tous les jours …
Crédit :
Maarten Roos/LightCurveFilms
L'eau dans notre vie de tous les jours …
Crédit :
Maarten Roos/LightCurveFilms
L'eau dans notre vie de tous les jours …
Crédit :
Maarten Roos/LightCurveFilms
L’eau se trouve partout dans l’Univers, et dans notre vie quotidienne, du moment où l’on se lève, jusqu’au moment où l’on se couche.
Elle constitue en effet 70% de la masse de notre corps.
Elle est donc bien précieuse cette eau, à nous êtres humains, pour nos vies et notre santé.
L'eau dans le cosmos
Galaxies, MIS, comètes, astéroïdes …
Galaxie spirale NGC 4414, dans la constellation de la Chevelure de Bérénice
Crédit :
Hubble
Alpha du Centaure et la Croix du Sud
Crédit :
ESO
Bételgeuse
Crédit :
ESO-P.Kervella
Mars observée par la sonde ROSETTA
Crédit :
ESA
Jupiter et Ganymède (satellite Galiléen), observés par la sonde CASSINI.
Crédit :
NASA/ESA
Surface d'Europe satellite naturel de Jupiter (satellite Galiléen).
Crédit :
NASA
Sol de Mars
Crédit :
NASA/JPL-Caltech/Univ. of Arizona
Vue d'artiste, formation planétaire
Crédit :
ESO
Comète de Hartley 2
Crédit :
NASA
Astéroïde Ida et son satellite Dactyl.
Crédit :
NASA
On trouve l'eau partout dans l’Univers.
On la trouve dans les galaxies, dans le milieu interstellaire, on la trouve dans les atmosphères de certaines étoiles, et aussi autour d’étoiles en formation.
On la trouve presque partout dans le Système Solaire.
Sur la Terre bien entendu, mais aussi sous forme de glace dans les cratères des pôles de la Lune ou de Mercure.
Elle est aussi présente dans les calottes polaires de Mars, et elle a sans doute coulé sur la planète rouge dans un passé lointain.
Elle constitue jusqu'à 10% de la masse des astéroïdes.
Elle est omniprésente dans les satellites des planètes géantes, ou elle forme de véritables océans sous la glace, ou alors elle est crachée par des volcans actifs.
On la trouve enfin dans les comètes, ces blocs de glace qui proviennent des confins du Système Solaire et qui, à l’approche du Soleil, subliment.
L’eau dans l’Univers est essentiellement gazeuse et solide (glace).
Il n'y a que sur la Terre que nous voyons de l'eau présente à l'état liquide.
Observer l'eau dans le cosmos
Spectre de l'eau
Spectre O2, en émission (haut) et en absorption (bas)
Crédit :
CETI/Observatoire de Paris
On peut la voir, la détecter à l’aide de la spectroscopie, c’est à dire, la décomposition de la lumière en toutes ses couleurs. C’est ce qu’on appelle un spectre. Ses couleurs ne sont pas visibles, en fait elles sont dans le domaine infrarouge.
Le spectre de l’eau présente une succession de creux et de bosses uniques, qui révèle sans ambiguité la présence de l’eau.
Ainsi on sait que dans l’Univers, l’eau se présente essentiellement sous forme de gaz.
L'eau sur Vénus et sur Mars
Hydrogène et Deutérium
Hydrogène et Deutérium
Le Deutérium est l'isotope de l'Hydrogène : son noyau est composé d'un proton (p) et d'un neutron (n).
Crédit :
UFE-Observatoire de Paris
Plus proche de nous, dans notre Système Solaire, l’eau est omniprésente.
On la trouve dans les atmosphères des planètes géantes, ainsi que dans l’atmosphère de Mars, Vénus et bien sûr, la Terre.
Au fait, en ce qui concerne les planètes telluriques, l’eau a joué un rôle critique dans l’évolution de ces corps.
Par exemple, on peut essayer de comprendre l’histoire de l’eau sur Vénus et sur Mars, ce qui peut nous fournir des indices sur l’évolution de ces planètes.
Et dans cette recherche, le rapport D/H apparait comme un paramètre décisif.
D c’est le Deutérium, l’isotope de l’hydrogène.
C’est l’atome de l’hydrogène alourdi avec dans son noyau un proton plus un neutron.
Ce rapport est enrichi d’un facteur 5 sur Mars et 120 sur Vénus par rapport à la valeur trouvée sur Terre sous la forme de HDO, c’est à dire, l’eau eau semi-lourde.
Cas de Vénus
Vénus
Sur vénus la température est de 460 °C
Crédit :
ESA/NASA
Vénus est plus chaude que la Terre, car elle est plus proche du Soleil.
L’eau qui était à priori aussi abondante que sur la Terre, s’est plus facilement évaporée.
L’eau passe ainsi à l’état de vapeur dans l’atmosphère où le rayonnement Ultra Violet la détruit. Ainsi la molécule d’eau se dissocie entre atomes d’oxygène, d’hydrogène et de deutérium dans le cas de l’eau lourde. Le deutérium étant deux fois plus lourd que l’hydrogène il s’échappe plus difficilement.
La conséquence de cet échappement différentiel est donc un rapport D sur H sur Vénus qui augmente de plus en plus pour atteindre la valeur finale de 120 par rapport à la valeur terrestre.
Cas de Mars
Mars
Calotte polaire Nord de Mars.
Crédit :
ESA
Dans le cas de Mars, la valeur du D/H suggère également un échappement différentiel, ce qui implique que l’atmosphère de Mars était plus dense dans le passé.
Et même aussi dense que la pression atmosphérique sur Terre, rendant peut-être possible la présence de l’eau liquide à la surface.
Et les nombreuses images de la planète rouge renvoyées par les sondes spatiales, et montrant des réseaux fluviatiles très développés, rendent cette hypothèse très plausible.
Le cycle de l’eau a donc joué et continue à jouer un rôle majeur dans l’évolution climatique de Mars.
Et l’enjeu actuel des prochaines missions spatiales
est de rechercher des traces d’une éventuelle vie passée ou présente sur la planète rouge.
L'eau ailleurs dans le Système Solaire
Cas de Jupiter
Jupiter et ses quatre satelittes galiléens (de bas en haut : Io, Europe, Ganymède et Callisto)
Crédit :
NASA
La surface complètement craquelée et fissurée d’Europe, le satellite gelé de Jupiter, indique sans doute un océan, sous la glace.
Crédit :
NASA/JPL
On retrouve l’eau sous forme solide sur quasiment toutes les lunes des planètes géantes.
Il y a même de fortes indications que sur un des satellites de Jupiter, Europe, il y aurait un océan d’eau liquide sous la croûte glacée. Peut-être une future mission vers Europe pourra le confirmer.
Cas des petits corps
L'astéroïde géant Vesta vu par la sonde DAWN
Crédit :
NASA
Comète de Hale-Bopp
Crédit :
Nicolas Biver/Observatoire de Paris
L’eau est encore présente dans les petits corps : astéroïdes à hauteur de 10% et comètes jusqu’à 90%. Ces petits corps auraient joué un rôle important dans la formation et l’évolution de notre planète : ils auraient apporté une grande partie de l’eau des océans terrestres.
Cas de la Terre
L'Eau à l'état liquide sur la Terre
Crédit :
Maarten Roos/LightCurveFilms
Cascade - la Réunion
Crédit :
Marie-France Landréa/UFE/Observatoire de Paris
Notre planète est un endroit unique, car on y trouve l’eau dans tous ses états : gazeux, solide et liquide. L’eau passe d’un état à l’autre dans le fameux cycle de l’eau.
L’eau liquide couvre 70% de la surface de notre planète. On ne connait toujours pas un autre corps dans l’Univers avec de l’eau liquide à sa surface.
C’est bien grâce à sa distance au Soleil et à l’effet de serre, qui maintient la température au dessus de zéro degrés Celsius que la vie a pu se développer sur Terre : nous sommes donc bien dans la zone habitable de notre étoile, le Soleil.
La formation des planètes
Dans l'accrétion planétaire
Nuage de gaz et de poussières, dans la constellation du Cygne (survey Infra-Rouge)
Crédit :
NASA/JPL-Caltech/UCLA
L’eau est aussi la plus réfractaire des espèces, c’est-à-dire qu’elle se sublime à la température la plus élevée.
Si l’on s’éloigne vers l’extérieur du Système Solaire, l’eau est la première molécule à se condenser.
C’est elle qui, de ce fait, marque la ligne de condensation que l’on appelle « la ligne des glaces », au-delà de laquelle toute la matière, hormis le gaz d’hydrogène et d’hélium se condense.
Juste après l’effondrement de la nébuleuse proto-solaire on évalue la distance héliocentrique de la ligne des glaces à environ 4-5 Unités Astronomiques du Soleil.
La ligne des glaces marque donc une frontière brutale dans la quantité de matière disponible pour l’accrétion planétaire.
Animation - Formation de systèmes planétaires
L'histoire débute dans l'espace interstellaire : une onde se propage dans le gaz (peut-être due à l'explosion d'une supernova à proximité) et une partie du nuage commence à se contracter.
Le nuage s'effondre, la densité et la température augmentent au centre. En devenant plus petit, le nuage se met à tourner sur lui-même et prend la forme d'un disque entourant une masse centrale.
La suite va dépendre de la quantité de matière présente dans la masse centrale...
Ainsi, en deçà de la ligne des glaces seules de petites planètes, au maximum de la taille de la Terre, ont pu grossir.
Au delà de la ligne des glaces, des planètes géantes ont pu grossir et grossir toujours plus, absorbant même le gaz hydrogène, qui constituait l’essentiel de la masse du disque proto-planétaire.
Conclusion
Habitabilité
Les 3 états de l'eau: solide, liquide et gazeux
Crédit :
Maarten Roos/LightCurveFilms
L’eau est donc une molécule très spéciale est très abondante dans l’Univers. On la trouve partout, dans les galaxies, les nébuleuses, les étoiles, le Système Solaire et bien sûr, sur Terre.
L’eau existe sous toutes ses formes, liquide, gazeuse, solide, mais sur Terre essentiellement liquide.
Et c’est ce qui rend la vie possible, car effectivement sans l’eau liquide la vie n’existerait pas, en tout cas telle que nous la connaissons.
Zone d'habitabilité
Zone d'habitabilité en fonction du type de l'étoile
Crédit :
CETI/Observatoire de Paris
De plus en plus, les scientifiques découvrent des planètes extra-solaires autour d’autres étoiles. Et parmi ces dernières, les scientifiques recherchent celles qui se trouveraient dans la zone habitable là où l’eau serait liquide.
Chercher l’eau liquide, comprendre l’eau, c’est comprendre nos origines, c’est trouver la vie.
La quête de l'eau dans le cosmos, c'est chercher et étudier l'eau dans le Système Solaire, dans le milieu interstellaire, dans les galaxies, en analysant le résultat d'observations obtenues à l'aide de télescopes au sol ou de missions spatiales.
Nous vous proposons quelques exercices d'auto-évaluation sur les connaissances abordées dans la vidéo "Du temps, de l'espace et de l'eau" et dans le document "Mémoire sur l'eau dans l'Univers".
Chapitres de la vidéo "Du temps, de l'espace et de l'eau"
chapitrage et temps de la vidéo
Crédit :
Maarten Roos/LightCurve Films
QCM - Système Solaire
Auteur: Alain Doressoundiram
Rappels : Système Solaire
Orbites des huit planètes principales et de la planète naine Pluton.
Crédit :
Gilles Bessou/Obsrervatoire de Paris/NASA
Le Système Solaire est l'ensemble de l'espace gouverné par l'attraction gravitationnelle du Soleil. Il comprend notamment :
Huit planètes (et leurs 165 lunes connues), se répartissant en :
Quatre planètes telluriques (rocheuses) : Mercure, Vénus, la Terre et Mars
Quatre planètes géantes (gazeuses) : Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune
Des planètes naines (dont Cérès ou Pluton, parmi cinq planètes naines reconnues par l'Union Astronomique Internationale en 2006)
Des astéroïdes (environ 500 000 en 2008, et les découvertes continuent)
Des comètes (plus de 2000 en 2008)
Les petits corps du système solaire externe (environ 1300 en 2008) : les Centaures et les objets transneptuniens
Mais aussi : des poussières interplanétaires, du plasma, ....
Remarque : QCM : Selon les questions, une ou plusieurs réponses sont possibles
Terre
QCM
1)
Comment se sont formés les océans sur la Terre ?
Mars
QCM
L'atmosphère de Mars est composée de CO2, la pression y est si faible (100 fois plus faible que sur Terre) que votre corps enflerait si vous vous teniez à la surface de Mars, sans une combinaison spatiale.
Les conditions actuelles sur Mars ne permettent pas la présence d'eau sous sa forme liquide à la surface et donc de la vie. La température et la pression sont incompatibles avec de l'eau liquide et la surface de Mars est complètement stérilisée en particulier par les rayons UV du Soleil.
1)
Alors, pourquoi pense-t-on qu'il y a eu de l'eau liquide sur Mars ?
Planètes
Planètes telluriques
1)
Après leur formation, qu'est-ce qui apporte du CO2 dans les atmosphères des planètes telluriques ?
Planètes sans atmosphère
1)
La température d'équilibre d'une planète sans atmosphère dépend de :
QCM - Effet de serre
Auteur: Alain Doressoundiram
Quelques rappels
Crédit :
Alain Doressoundiram - Gilles Bessou/Observatoire de Paris
Température d'équilibre
Le Soleil est la source d'énergie principale reçue par les planètes.
La température d'équilibre à la surface des planètes dépend de leur distance au Soleil. Plus on est près du Soleil plus il fait chaud (Mercure) et plus on est loin plus il fait froid (Mars).
Le mécanisme physique qui permet ce chauffage est l'absorption par la surface du rayonnement solaire émis dans le domaine Ultra-Violet (UV) et visible.
En fonction des propriétés de la surface (composition, relief, océans, calotte polaire, ...) et de la latitude, le sol absorbera plus ou moins efficacement ce rayonnement, tandis que l'énergie solaire non-absorbée sera réfléchie par la surface vers l'espace. Le coefficient de réflexion, caractérisant la part d'énergie réfléchie, est appelé albédo. Il dépend aussi de la composition chimique de l'atmosphère et de la couverture nuageuse.
Crédit :
Alain Doressoundiram - Gilles Bessou/Observatoire de Paris
L'effet de serre
La surface de la planète absorbe l'énergie solaire dans le domaine UV-visible, puis elle se refroidit en émettant un rayonnement Infrarouge (IR).
Ce rayonnement IR se dirige vers l'espace en traversant l'atmosphère de la planète, avec laquelle elle peut interagir. Les gaz à effet de serre tels que l'eau (H2O) , le dioxyde de carbone ou gaz carbonique (CO2), et le méthane (CH4) présents dans une atmosphère absorbent le rayonnement IR et le re-émettent dans toutes les directions, et notamment vers la surface, favorisant ainsi une accumulation de l'énergie thermique, et par conséquent une augmentation de la chaleur.
Ainsi, la température moyenne à la surface peut être supérieure à la température d'équilibre de la planète (cas de Vénus et de la Terre). L'effet de serre est notablement présent lorsque l'on a une atmosphère relativement transparente dans le domaine UV-visible et opaque dans l'infrarouge. On notera que la présence de nuages peut aussi augmenter l'effet de serre (par exemple les nuages d'acide sulfurique sur Vénus). L'effet de serre augmente la température à la surface de Vénus, la Terre et Mars, respectivement de 500, 35 et 5 °C.
QCM : Gaz à effet de serre
Selon les questions, une ou plusieurs réponses sont possibles
QCM
1)
Les molécules suivantes sont des gaz à effet de serre :
QCM
1)
Si la température de la Terre augmentait de 100 °C
: il y aurait une fonte des calottes polaires et une évaporation massive des océans amenant plus de vapeur d'eau dans l'atmosphère. Les roches carbonatées libèreraient du CO2. Avec la diminution des océans il y aurait moins d'eau (liquide) pour dissoudre le CO2 atmosphérique. Ces différents effets combinés, augmenteraient la pression atmosphérique au sol et par conséquent la température. On rentrerait dans une phase d'emballement de l'effet de serre comme sur Vénus
QCM - Ailleurs dans le cosmos
Auteur: Alain Doressoundiram
Ailleurs dans le cosmos
QCM
1)
Les noyaux cométaires sont constitués de glaces et de poussières. Cette glace est-elle comestible ?
QCM
1)
L’eau dans l'univers est
QCM
1)
Pourquoi les roches et les métaux se sont-ils trouvés concentrés dans la partie interne de la nébuleuse protosolaire pour former les planètes telluriques ?
Exercice : Satellites galiléens de Jupiter
Auteur: Françoise Roques
Les satellites galiléens de Jupiter
Jupiter et les satellites galiléens
Crédit :
Images de la NASA
Les satellites galiléens (appelés ainsi parcequ'ils ont été découverts par Galilée en 1610) sont les 4 satellites « réguliers » les plus proches et les plus massifs de Jupiter .
Les satellites « réguliers » ont des orbites directes, de faible excentricité et sont proches du plan équatorial de la planète. A l'opposé, les satellites « irréguliers », sur des orbites plus lointaines, excentriques, parfois rétrogrades, ont été capturés à partir d'orbites circumsolaires (du latin « circum » qui veut dire « autour »).
Les satellites réguliers se sont formés dans un disque circumplanétaire de gaz et de poussière. Les mécanismes de formation sont les mêmes que ceux qui ont formé les planètes dans le disque circumsolaire.
Les propriétés des satellites galiléens, notamment la décroissance de leurs densité avec la distance à la planète, sont des traces de ces processus de formation.
Propriétés des satellites galiléens
Densité (g/cm3)
rayon (km)
masse ( x 1020 kg)
Io
3.53
1821
893.
Europe
3.01
1565
480.
Ganymède
1.94
2634
1482.
Callisto
1.83
2403
1076.
Glace dans les satellites
Difficulté : L2
Auteur: Françoise Roques
Exercice
On suppose que les satellites sont composés, d'une part de glace, et d'autre part d'éléments lourds, mélange de roches et de métaux. On suppose aussi que IO ne contient pas du tout de glace.
En supposant que la densité des éléments lourds est égale à la densité de IO, et que la densité de la glace d'eau est de 1 g/cm3 :
Question 1)
Calculer la proportion de glace dans Europe, Ganymède et Callisto ?
Question 2)
Le résultat est correct pour le satellite Europe. Par contre, pour Ganymède et Callisto les résultats sous-estiment la proportion de glace . Expliquer pourquoi ?
Exercice - Zone Habitable
Auteur: Françoise Roques
Zone habitable
Dans quels endroits de l'Univers a-t-on le plus de chances de découvrir de la vie ?
Deux conditions sont nécessaires au développement de la vie, la présence d'un solvant liquide afin de favoriser les échanges chimiques et une source d'énergie stable pour alimenter ces échanges.
Le solvant le plus courant dans l'Univers est l'eau, car la molécule d'eau est constituée des atomes qui sont les plus abondants dans l'Univers : l'Hydrogène (en premier) et l'Oxygène (en troisième).
Les étoiles (quand elle ne sont pas variables !) sont une source d'énergie stable durant des milliards d'années. La proximité des étoiles est donc un lieu favorable au développement de la vie.
Ces deux conditions conduisent à une première définition de la "Zone Habitable". On pourra ensuite raffiner cette définition en ajoutant d'autres critères. Une planète est dans la « Zone Habitable » si la température moyenne à sa surface permet la présence d'eau liquide, c'est à dire si cette température est comprise entre 0°C et 100°C.
La température à la surface de la planète dépend de sa distance à l'étoile, et de la luminosité de l'étoile. Elle dépend aussi de l'albédo de la planète, c’est à dire de sa capacité à renvoyer dans l'espace une partie de la chaleur de l'étoile. Une valeur de moyenne de A est 30%.
La planète est assimilée à une sphère de rayon .
Le flux stellaire se conserve dans l'espace. Le flux sortant de la surface de l'étoile se répartit sur la surface d'une sphère de rayon et de surface .
La planète intercepte le flux stellaire sur un disque de rayon et de surface .
La puissance interceptée par la planète est donc telle que :
La planète réfléchit une fraction de la puissance interceptée.
La puissance absorbée par la planète est donc .
La planète transforme la lumière reçue de l'étoile en chaleur. Si on suppose qu'elle se comporte comme un corps noir, se température est définie par l'équation :
où σ est la constante de Stefan-Boltzmann.
On voit que :
où .
La température de la planète dépend de sa distance à l'étoile, de son albédo et de la puissance de l'étoile. Elle ne dépend pas de la taille de la planète.
Limites de la zone habitable
Difficulté : L1
Auteur: Françoise Roques
Exercice
Nous allons rechercher s'il y a des planètes dans la Zone Habitable d'une étoile. Pour cela, nous allons d'abord calculer les limites de la Zone Habitable, puis comparer ces résultats aux distances auxquelles les planètes se trouvent de leur étoile en considérant que ces planètes ont des orbites excentriques.
Si une planète a une orbite de demi grand-axe et d'excentricité , sa distance à l'étoile sera au maximum de (apoastre) et au minimum de (périapse).
Éléments d'une ellipse : centre , foyer , grand axe , apoastre et périastre
Crédit :
UFE/Observatoire de Paris
Pour répondres aux questions de cet exercice, vous utiliserez la base de données des planètes extrasolaires:
http://media4.obspm.fr/exoplanetes/base/
et le tableau des caractéristiques stellaires ci-dessous :
Tableau des caractéristiques stellaires
Type
O5
-6.0
35000
B0
-3,7
21000
B5
-0,9
13500
A0
0,7
9700
A5
2,0
8100
F0
2,8
7200
F5
3,8
6500
G0
4,6
6000
G5
5,2
5400
K0
6,0
4700
K5
7,4
4000
M0
8,9
3300
M5
12,0
2600
et
Question 1)
Calculez les limites de la Zone Habitable pour une planète d'albédo autour de l'étoile 55 Cancri.
Question 2)
Est-ce qu'une ou des planète(s) de 55 Cancri est dans la Zone Habitable de l'étoile ?
Problème - Comètes
Auteur: Françoise Roques
Les comètes
La comète Hale-Bopp
Crédit :
Nicolas Biver/Observatoire de Paris
Les comètes sont composées essentiellement de glaces et de roches.
Les glaces sont surtout de glace d'eau. Connaissant l'énergie nécessaire pour provoquer la sublimation de l'eau, ainsi que le rayonnement émis par le Soleil, il est possible de calculer que le dégazage est attendu à une température d'environ 200 K (soit -73 degrés Celcius), ce qui correspond à une distance héliocentrique de 2,5 unités astronomiques. Des comètes peuvent être actives à de plus grandes distances du Soleil si leur noyau contient d'autres composés volatils comme de la glace de CO ou de CO2.
En s'approchant du Soleil, la comète va donc perdre de la matière qui va constituer une queue de gaz ionisé et une queue de poussières. La matière constituant ces deux queues obeit à des forces différentes. Le gaz ionisé, gouverné par le vent solaire, se dirige vers la direction opposée au Soleil par rapport au noyau. La queue de poussières est gouvernée par la gravitation et la pression de radiation. Les grains de poussière suivent des orbites kepleriennes déformées en fonction de la taille des particules.
On peut se demander si, les comètes étant constituées de glace, leur passage au voisinage du Soleil ne va pas les détruire? Plus précisément, on veut estimer à partir de quelle taille une comète résiste à un passage près du Soleil sans être détruite par la chaleur de notre étoile.
Pour répondre à cette question, on considère une comète qui part de
l'infini avec une vitesse nulle et tombe vers le Soleil. On cherche à
estimer l'épaisseur de glace que perd cette comète au cours de sa chute,
via la sublimation de son noyau de glace.
: masse du Soleil =
: constante solaire. est le flux d'énergie solaire mesuré au niveau de la Terre (située à du Soleil),c'est-à-dire la puissance recue du Soleil par unité de surface, perpendiculairement à la direction du Soleil. = .
: rayon solaire =
: constante de la gravitation =
: chaleur latente de sublimation de la glace d'eau. relie la quantité de chaleur à la masse de glace sublimée par cette quantité de chaleur. = Joules/kg et dépend peu de la température.
: densité de la glace =
Question 1)
Si est la distance au Soleil à l'instant t, calculer
L'énergie totale de la comète se conserve au cours de son mouvement.
Question 2)
Calculer le flux d'énergie solaire à une distance du Soleil
L'énergie solaire rayonnée se conserve dans l'espace.
Question 3)
On suppose que la comète absorbe tout le flux solaire qu'elle intercepte. Calculer la perte de masse de la comète, , à la distance .
La comète, de rayon , intersecte un disque de surface dans le flux solaire.
Question 4)
Calculer l'épaisseur de glace correspondant à la perte de masse
On suppose que la comète est sphérique. La masse de glace correspond à une épaisseur .
Question 5)
Calculer l'épaisseur totale de glace sublimée quand la comète passe de l'infini à la surface du Soleil et comparer cette épaisseur à la taille typique d'un noyau de comète, qui est de 10 km.
Intégrer entre +∞ à
Références
Pour en savoir plus
Recherche de l'Eau dans l'Univers
ENCRENAZ, Thérèse. A la recherche de l'eau dans l'univers.
Belin, 2004.
ENCRENAZ, Thérèse. Planètes extrasolaires : Les nouveaux mondes.
Belin, 2005.
ENCRENAZ, Thérèse . L'eau dans l'Univers.
Belin, 2010.
coll. Sciences.
LELLOUCH,Emmanuel ; DORESSOUNDIRAM, Alain. Aux confins du système solaire.
Belin, 2009.
Vie dans l'Univers
BORDE, Pascal. Y-at'il d'autres planètes habitées dans l'univers.
Le Pommier, 2004.
coll. Les petites pommes du Savoir.
ISBN 978-2746501744.
DORESSOUNDIRAM, Alain
; LE COCGUEN, Régis. Seuls dans l'immensité du cosmos.
Belin, 2011.
coll. Savoirs Juniors.
ISBN 978-2701156505.
PROUST, Dominique
; SCHNEIDER, Jean. Où sont les autres ? À la recherche de la vie dans l'univers.
Seuil, 2007.
coll. Science ouverte.
ISBN 978-2020817127.
UFE/Observatoire de Paris.
Faire parler la lumière, spectroscopie.
In Astronomie, Astrophysique en vidéos.
[consulté le 2012].
http://ufe.obspm.fr/article645.html.
Enseignants chercheurs et personnels TICE - Observatoire de Paris.
Y a-t-il de la vie dans l'Univers.
In Les Exoplanètes (http://media4.obspm.fr/exoplanetes/).
[consulté le 2012].
http://media4.obspm.fr/exoplanetes/pages_vie/milliards-etoiles.html.
Site pédagogique sur les exoplanètes, relié à la base de donnée des exoplanète de l'Observatoire de Paris.
UFE/Observatoire de Paris.
Les Exoplanètes.
[consulté le 2012].
http://media4.obspm.fr/exoplanetes/.
Les exoplanètes, CoRoT, cours, outils, Base de donnée des exoplanètes de l'Observatoire de Paris.
UFE/Observatoire de Paris.
Carte du ciel des exoplanètes, interactive.
http://media4.obspm.fr/exoplanetes/base/carte.php.
Les exoplanètes, CoRoT, cours, outils, Base de donnée des exoplanètes de l'Observatoire de Paris.
Jean Schneider/Observatoire de Paris.
L'Encyclopédie des Planètes Extrasolaires.
[consulté le 2012].
http://exoplanet.eu/catalog.php.
Catalogue des planètes extra-solaires .
Ce projet a été réalisé sous la responsabilité d'Alain Doressoundiram, astronome de l'Observatoire de Paris, dans le cadre d'un partenariat entre les universités numériques thématiques scientifiques UNISCIEL (Université des SCIEnces en Ligne) et UVED (Université Virtuelle Environnement et Développement Durable).
Le site et les documents ont été intégrés et mis en ligne grace au CMS libre WebJaxe.
Remerciement spécial aux auteurs :Alain Doressoundiram, Françoise Roques, Thérèse Encrenaz, Bruno Sicardy, enseignants, chercheurs et astronomes au LESIA/Observatoire de Paris.
à l'ensemble des personnels de la celluleTICE de l'Unité Formation et Enseignement (UFE) de l'Observatoire.
aux enseignants et chercheurs de l'Observatoire de Paris qui ont participé aux spécifications des illustrations, aux contenus scientifiques, à la relecture, …
à Jacques Sauquet pour son mémoire de fin d'année de Diplôme d'Université de l'Observatoire : "L'eau dans l'Univers" dirigé et encadré par Alain Doressoundiram.
RÉALISATION vidéo
Concept, caméra, montage et post-production de la vidéo Du temps, de l'Espace et de l'Eau : Maarten Roos. Musique originale de William Zeitler.
maarten@lightcurvefilms.com
Crédits images et illustrations
Images
The Hubble Heritage Team (AURA/STScl/NASA)
NASA, Carnegie Institution of Washington, JPL-CalTech, Jonhson Space Center, Malin Spece Science Systems, Cornwell University, university of Arizona
Question 1 Solution : réponse 2)
(Les conditions de pression et de température sur Mars ont du être beaucoup plus clémentes dans le passé. Le fait de voir des lits de fleuves asséchés sur Mars nous enseigne que l'eau a coulé dans le passé, et donc que la vie a pu exister.)
Solution : réponse 4)
(Plusieurs sondes ont permis aux chercheurs de déduire l'existence de rivages sur Mars ; ils cherchent actuellement à prouver la présence sous le sol de ces rivages de dépôt de type sédiments marins (Mars Express (radar Mars Express - 02/2012) : )
pages_qcm-systeme-solaire/planetes.html
QCM
'Planètes telluriques'
Question 1 Solution : réponse 2)
(
Volcanisme, dégazage du sol et pollution sont les principales sources de CO2 dans les atmosphères de planètes telluriques. Dans le cycle du carbone, l’injection du carbone dans l’atmosphère s’effectue grâce au volcanisme et au dégazage du sol.
)
pages_qcm-systeme-solaire/planetes.html
QCM
'Planètes sans atmosphère'
Question 1 Solution : réponse 2)
(La distance au Soleil a un rôle prépondérant. L'albédo est aussi important parcequ'il détermine combien la planète va emmagasiner comme énergie venant du Soleil.)
pages_qcm-effet-serre/gaz-effet-serre.html
QCM
Question 1 Solution : réponse 5)
(Les principaux gaz à effet de serre sont H2O, CO2, CH4, N20 et O3)
pages_qcm-effet-serre/gaz-effet-serre.html
QCM
Question 1 Solution : réponse 2)
pages_exo-cosmos/qcm-cosmos.html
QCM
Question 1 Solution : réponse 3)
(
Les glaces de composés tel que HCN, NH3, H2S, CS, SO, SO2, même en de faible quantités,
sont toxiques et par conséquent non comestibles.
)
Solution : réponse 4)
pages_exo-cosmos/qcm-cosmos.html
QCM
Question 1 Solution : réponse 1)
(H2O est composé d'hydrogène, l'atome le plus abondant et d'oxygène, l'atome le 3eme par ordre d'abondance dans l'Univers.)
Solution : réponse 3)
(oui, par la méthode de spectroscopie.)
Solution : réponse 4)
(de la vapeur d'eau a été détectée dans des étoiles)
pages_exo-cosmos/qcm-cosmos.html
QCM
Question 1 Solution : réponse 4)
(Les glaces se condensent à basse température, donc à une grande distance du Soleil)
Solution : réponse 5)
(le gradient de température dans la nébuleuse protoplanétaire définit la composition de la matière qui se condense: Seuls les métaux se condensent à proximité du Soleil; un peu plus loin, les roches se condensent aussi, puis, plus loin, les différentes glaces d'eau, de CO2...)
Réponses aux exercices
pages_exercices-eau/exo-glace.html
Exercice
Question 1 Solution :
Soit :
: proportion de glace dans le satellite
: densité du satellite
: densité de la glace d'eau
: densité des éléments lourds
Si et alors la densité de glace dans les satellites est:
Europe : X= 20%
Ganymède : X = 63%
Callisto : X = 67%
Question 2 Solution :
Ganymède et Callisto sont beaucoup plus massifs que les deux satellites intérieurs et la pression en leur centre est importante. La densité de la glace d'eau augmentant avec la pression. L'hypothèse sur la densité de la glace sous-estime la valeur de et sous-estime aussi la valeur de .
pages_exercices-eau/exo-zone-habitable.html
Exercice
Question 1 Solution :
Cancri est une étoile de type K0
où a est exprimé en UA, 1 UA est l'Unité Astronomique = , et la température en K, degrés Kelvin. Donc :
La limite extérieure de la Zone habitable est la distance à laquelle , (soit ). Cette limite se trouve à
La limite intérieure de la Zone habitable est la distance à laquelle , (soit ) et la limite se trouve à
Question 2 Solution :
La planète 55 Cancri c se trouve dans la Zone Habitable, puisque son demi-grand axe vaut 0,2403 UA.
L'excentricité de la planète (0.005) ne fait pas sortir la planète de la Zone Habitable, puisque son apoastre est à UA UA et que son périapse se trouve à UA
pages_exercices-eau/exo-cometes.html
Exercice
Question 1 Aide :
L'énergie totale de la comète se conserve au cours de son mouvement.
Solution :
L'énergie totale de la comète à une distance est :
où est la masse de la comète.
A l'infini,la vitesse de la comète est nulle, donc
Question 2 Aide :
L'énergie solaire rayonnée se conserve dans l'espace.
Solution :
L'énergie solaire se conserve, donc est constant, quel que soit . Donc,
où a est exprimé en
Question 3 Aide :
La comète, de rayon , intersecte un disque de surface dans le flux solaire.
Solution :
Pendant le temps , la comète absorbe une quantité de chaleur égale à :
La masse de glace sublimée est telle que
Question 4 Aide :
On suppose que la comète est sphérique. La masse de glace correspond à une épaisseur .
Solution :
Question 5 Aide :
Intégrer entre +∞ à
Solution :
L'intégration entre et donne
= 18
La quantité de glace vaporisée est faible par rapport à la taille typique d'une comète. La comète va pouvoir faire plusieurs passages avant d'être notablement réduite.
Noter que cette épaisseur est très probablement surestimée car:
une partie du flux solaire arrivant sur la comète n'est pas absorbée mais est refléchie dans l'espace
la croute du noyau est un mélange de roches réfractaires et de glace, les
roches protégeant la glace d'une sublimation immediate.
Modes vibratoires de la molécule H2O
QCM
L'effet de serre
Exercice
et de la luminosité 
de l'étoile. Elle dépend aussi de l'albédo 
de la planète, c’est à dire de sa capacité à renvoyer dans l'espace une partie de la chaleur de l'étoile. Une valeur de moyenne de A est 30%.
.
et de surface 
.
et de surface 
.
telle que : 
de la puissance interceptée.
La puissance absorbée par la planète est donc 
.
est définie par l'équation :
où 
.
et d'excentricité 
, sa distance à l'étoile sera au maximum de 
(
(périapse).
, foyer 
, grand axe 
, apoastre 
et périastre 
autour de l'étoile 55 Cancri.
: masse du Soleil = 
: 
est le flux d'énergie solaire mesuré au niveau de la Terre (située à 
du Soleil),c'est-à-dire la puissance recue du Soleil par unité de surface, perpendiculairement à la direction du Soleil. 
= 
. 
: rayon solaire = 
: constante de la gravitation = 
: chaleur latente de sublimation de la glace d'eau. 
relie la quantité de chaleur 
à la masse de glace 
sublimée par cette quantité de chaleur. 
= 
Joules/kg et dépend peu de la température.
: densité de la glace = 
est la distance au Soleil à l'instant t, calculer 
du Soleil
, à la distance 
.
, intersecte un disque de surface 
dans le flux solaire.
correspondant à la perte de masse 
correspond à une épaisseur 
.
entre 
+
Recherche de l'Eau dans l'Univers
: proportion de glace dans le satellite
: densité du satellite 
: densité de la glace d'eau
: densité des éléments lourds
et 
alors la densité de glace dans les satellites est:
et sous-estime aussi la valeur de 
.
, et 
la température en K, degrés Kelvin. Donc :
, (soit 
). Cette limite se trouve à 
, (soit 
) et la limite se trouve à 
UA 
UA
de la comète à une distance 
est :
où 
est la masse de la comète.
donc
est constant, quel que soit 
. Donc, 
où a est exprimé en 
, la comète absorbe une quantité de chaleur égale à :
telle que 
et 
donne
