Le système solaire interne. Les Planètes Telluriques. Mercure, Vénus, La Terre, et Mars sont des planètes telluriques du système solaire. C'est-à-dire qu’elles sont des planètes internes, et sont situées entre le Soleil et la ceinture d’astéroïdes. Elles tournent autour de l’orbite du Soleil. Toutes les quatre sont les plus petites du système solaire. Elles sont toutes quatre sous forme de sphère et sont constituées de trois parties, le noyau, le manteau et la croûte.
Elles sont fabriquées principalement de roches et possèdent une atmosphère. D’ailleurs les astronomes font encore des recherches actives pour essayer de trouver des corps célestes qui sont telluriques dans d’autre système planétaire. Caractéristiques des planètes telluriques Un remaniement important des surfaces des planètes (disparition des impacts météoritiques...) traduit une activité interne et externe importante.
Mélanie D. - Laura J.B - Sarah B.T. Mercure. Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre. Pour les articles homonymes, voir Mercure. Mercure a la particularité d'être en résonance 3:2 sur son orbite, sa période de révolution (87,969 jours) valant exactement 1,5 fois sa période de rotation (58,646 jours), et donc la moitié d'un jour solaire (175,938 jours). L'inclinaison de l'axe de rotation de Mercure sur son plan orbital est la plus faible du système solaire, à peine 2 minutes d'arc. Son périhélie connaît une précession autour du Soleil plus rapide que celle prédite par la mécanique newtonienne, une avance de 42,98 secondes d'arc par siècle[2] qui n'a pu être complètement expliquée que dans le cadre de la relativité générale[3].
L'orbite de Mercure tourne très lentement autour du Soleil (ici, l'excentricité est exagérée). Mercure a une excentricité orbitale qui fait varier sa distance au Soleil de 46 à 70 millions de kilomètres[6],[7]. Transit de Mercure (Mercury) du 8 novembre 2006. Caractéristiques. Des huit planètes du système solaire, Mercure est la plus proche du Soleil, et également la plus petite. Sa trajectoire apparente dans le ciel rend son observation depuis la Terre extrêmement difficile : Mercure ne s'écarte jamais de plus de 280 du Soleil et la meilleure résolution télescopique ne dépasse pas 700 kilomètres.
L'essentiel de nos connaissances vient des résultats de la mission américaine Mariner-10, peu à peu complétés par la mission, également américaine, Messenger (Mercury Surface, Space Environment, Geochemistry, and Ranging), lancée le 3 août 2004, qui a effectué le 14 janvier 2008 son premier survol de Mercure, à 200 kilomètres d'altitude environ ; Messenger devrait être placée en orbite autour de la planète en mars 2011. Vénus. Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre. Pour les articles homonymes, voir Vénus. Vénus est la deuxième des huit planètes du Système solaire en partant du Soleil, et la sixième par masse ou par taille décroissantes.
Vénus est souvent décrite comme une « sœur jumelle » de la Terre en raison de ses caractéristiques globales très proches de celles de notre planète : son diamètre vaut 95 % de celui de la Terre, et sa masse un peu plus de 80 %. Néanmoins, si sa géologie est sans doute proche de celle de la Terre, les conditions qui règnent à sa surface diffèrent radicalement des conditions terrestres, et les phénomènes géologiques affectant la croûte vénusienne semblent également spécifiques à cette planète.
Il n'y a que très peu d'ozone présent dans l'atmosphère vénusienne et donc aucune stratosphère[5]. La basse atmosphère (lower haze region) se situe entre 0 et 48 km d’altitude et est relativement transparente. Il y a plusieurs couches de nuages situées entre 45 km et 70 km [6],[8]. Caractéristiques. Vénus est la deuxième planète du système solaire que l'on rencontre en s'éloignant du Soleil. Elle gravite sur une orbite quasi circulaire dont le rayon moyen est 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 dans le sens rétrograde. Le caractère circulaire de l'orbite et la très faible inclinaison (— 20) de l'axe de rotation par rapport au plan orbital n'entraînent pas d'effets saisonniers très marqués. En raison de sa taille (rayon équatorial égal à 6 051,95 km, soit 0,949 rayon terrestre) et de sa masse (48,70 × 1023 kg, soit 0,815 masse terrestre), Vénus est souvent considérée comme comparable à la Terre.
Les tableaux 1 et 2 de l'article planètes présentent les caractéristiques physiques et orbitales comparées de ces deux planètes. Terre. Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre. La Terre s'est formée il y a 4,54 milliards d'années environ et la vie apparut moins d'un milliard d'années plus tard[4]. La planète abrite des millions d'espèces vivantes dont les humains[5]. La biosphère de la Terre a fortement modifié l'atmosphère et les autres caractéristiques abiotiques de la planète, permettant la prolifération d'organismes aérobies de même que la formation d'une couche d'ozone, qui associée au champ magnétique terrestre, bloque une partie des rayonnements solaires permettant ainsi la vie sur Terre[6].
Les propriétés physiques de la Terre de même que son histoire géologique et son orbite ont permis à la vie de subsister durant cette période et la Terre devrait pouvoir soutenir la vie durant encore au moins 500 millions d'années[7],[8]. La Terre interagit avec les autres objets spatiaux, principalement le Soleil et la Lune.
La science qui étudie la Terre est la géologie. Chronologie[modifier | modifier le code] Plan Ecliptique. La meilleure photo de la Terre. Les planètes et la vie. Lune. Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre. La Lune[1] est l'unique satellite naturel de la Terre[2],[3]. Suivant la désignation systématique des satellites, la Lune est appelée Terre I[4] ; cependant en pratique cette forme n'est pas utilisée. Elle est le cinquième plus grand satellite du système solaire, avec un diamètre de 3 474 km. La distance moyenne séparant la Terre de la Lune est de 384 400 km. À ce jour, la Lune est le seul objet non terrestre visité par l'homme.
Caractéristiques physiques Influence gravitationnelle sur la Terre La Terre et son satellite, distance non respectée. Parmi les influences les plus connues, des plus réelles aux plus romantiques, citons : Orbite La Lune orbitant autour de la Terre, avec tailles et distances à l'échelle. Le plan de l’orbite lunaire est incliné en moyenne de 5,145396º par rapport à l’écliptique. Le plan de rotation de la Lune subit une précession d’une période de 6 793,5 jours (18,5996 années).
Formation et évolution. La naissance de la Lune. La Lune tourne autour de la Terre depuis plus de quatre milliards d'années. Mais d'où vient-elle? Certains scientifiques pensaient qu'elle avait été capturée par la Terre lorsqu'elle s'en était trop approchée. D'autres disaient qu'elle faisait autrefois partie de la Terre. Aujourd'hui, la plupart des scientifiques pensent qu'elle est 'l’enfant de la Terre'.
A la différence de la Terre, la Lune semble morte à l'intérieur. Distance Terre-Lune. Mars. Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre. Pour les articles homonymes, voir Mars. Mars (prononcé en français : /maʁs/[3]) est la quatrième planète par ordre de distance croissante au Soleil et la deuxième par masse et par taille croissantes sur les huit planètes que compte le Système solaire. Son éloignement au Soleil est compris entre 1,381 et 1,666 UA (206,6 à 249,2 millions de km), avec une période orbitale de 686,71 jours terrestres. Mars a aujourd'hui perdu la presque totalité de son activité géologique interne, et seuls des événements mineurs surviendraient encore épisodiquement à sa surface, tels que des glissements de terrain, sans doute des geysers de CO2 dans les régions polaires, peut-être des séismes, voire de rares éruptions volcaniques sous forme de petites coulées de lave[4].
La Terre et Mars à la même échelle. Le tableau ci-dessous permet de comparer les valeurs de quelques paramètres physiques entre Mars et la Terre : Distance minimale Terre-Mars, période 2010-2060. Ses Satellites. À l'instar des corps dépourvus d'atmosphère et d'activité géologique, les surfaces de Phobos et de 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 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 p. 100 plus brillantes que l'environnement.
Les surfaces de Phobos et de Deimos sont très sombres ; leurs pouvoirs réflecteurs sont très faibles : moins de 6 p. 100 de la lumière visible provenant du Soleil est réfléchie. La densité de Phobos est de l'ordre de 2. Phobos. Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre. Pour les articles homonymes, voir Phobos. Photo de la sonde Viking 1 de la surface de Phobos prise en 1977 Phobos est un corps très irrégulier, de dimensions 27×21,6×18,8 km, bien trop peu massif pour être en équilibre hydrostatique et donc pour avoir pris une forme quasi-sphérique ; il s'agit d'ailleurs de l'un des plus petits satellites naturels du Système solaire. Du simple fait de sa forme, la gravité à sa surface varie d'environ 210 % suivant l'endroit où elle est mesurée. Phobos est un corps sombre qui semble être composé de chondrite carbonée[3], une composition similaire à celle des astéroïdes de type C dans la ceinture d'astéroïdes externe[4].
La sonde soviétique Phobos 2 détecta que des gaz s'échappaient de Phobos en quantité faible mais régulière[9]. Au cours de l'été 2008, la sonde Mars Express a permis de préciser quelques caractéristiques de Phobos, dont la masse et la densité[11]. Carte schématique de la surface de Phobos. Déimos. Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre. Pour les articles homonymes, voir Déimos. La désignation systématique de Déimos est Mars II[3]. Photographie de Déimos par la sonde Viking 1. La masse de Déimos est également faible : 1,476×1015 kg[4] (soit un peu moins de 1500 milliards de tonnes), soit moins d'un septième de celle de Phobos et environ 50 millions de fois moins que celle de la Lune. Sa masse volumique est de 2,2 g⋅cm-3.
La gravité à la surface de Déimos est très faible (0,004 m⋅s-2) : un homme à sa surface aurait l'impression de ne peser que quelques grammes. Il possède une vitesse de libération de 22 km⋅h-1 (6 m⋅s-1), ce qui permettrait de se mettre en orbite simplement en courant (s'il était possible de courir à sa surface). Surface de Déimos, photographié par la sonde Viking 2 à 30 km de distance ; la couche de régolithe, recouvrant certains cratères, est mise en évidence. Déimos est trop petit pour posséder une structure complexe, et il est un simple agrégat de matière.
Caractéristiques. En s'éloignant du Soleil, Mars est la quatrième planète du système solaire. Presque deux fois plus petite que la Terre (le tableau 1 présente les caractéristiques physiques et orbitales comparées de ces deux objets), 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 taille imprécise – de 1 400 à 2 000 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. À l'instar de la Terre et de Vénus, Mars possède une atmosphère, très ténue cependant, composée essentiellement de dioxyde de carbone CO2 (95,32 p. 100) et de très peu de vapeur d'eau (0,03 p. 100).
De l'eau sur Mars. On savait, depuis les missions Viking (1976-1982) et Mars Global Surveyor (1997-2006), qu'il y avait beaucoup d'eau sur Mars. Cette eau a désormais été observée. On doit ce constat spectaculaire à une petite sonde de la N.A.S.A., 2001 Mars Odyssey, qui a bien failli ne jamais partir. À l'origine, cette mission, baptisée Mars Surveyor 2001, devait en effet comporter deux sondes : un orbiteur et un atterrisseur. Malheureusement, la mission précédente, Mars Surveyor 1999, avait essuyé un échec retentissant : en décembre 1999, l'orbiteur brûla dans l'atmosphère martienne lors de son arrivée et le petit atterrisseur Polar Lander s'écrasa au pôle Sud de Mars.
Or, à l'exception des instruments, les sondes suivantes qui devaient être lancées en 2001 en étaient presque des copies conformes : l'atterrisseur de Mars Surveyor 2001 était même intégré et monté à près de 60 p. 100. . • Les traces d'écoulements. Proportion à echelle.