Planète tellurique

vignette|upright|Les quatre planètes telluriques (à l'échelle) du Système solaire : Mercure, Vénus, Terre et Mars.

Une planète tellurique (du latin , « la terre, le sol »), en opposition aux planètes géantes, est une planète composée essentiellement de roches et de métal qui possède en général trois enveloppes concentriques (noyau, manteau et croûte). Sa surface est solide et composée principalement de matériaux non volatils, généralement des roches silicatées et du fer métallique. Sa densité est relativement élevée, comprise entre 4 et 5,7.

Dans le Système solaire, les planètes telluriques sont les quatre planètes internes, situées entre le Soleil et la ceinture d'astéroïdes : Mercure, Vénus, la Terre et Mars. Les planètes telluriques sont beaucoup plus petites que les planètes gazeuses mais ont une densité beaucoup plus élevée car elles sont composées principalement de fer et de silicates. Sans être des planètes, la Lune, Japet ainsi que Io ont une structure similaire et peuvent aussi être qualifiés de corps telluriques.

On recherche activement des planètes telluriques parmi d'autres systèmes planétaires, mais leur détection est rendue difficile par leur faible masse, bien plus petite que celle des géantes gazeuses ou des étoiles. Plusieurs ont cependant été découvertes, telles que en , en , en et trois planètes de dimensions terrestres pouvant abriter de l'eau liquide autour de l'étoile TRAPPIST-1 fin 2015.

Structure vignette|400px|Structure interne des planètes telluriques et de la Lune. Les planètes telluriques ont à peu près toutes la même structure : un noyau central métallique (souvent du fer) entouré d'un manteau silicaté.. La Lune est semblable mais possède un noyau de fer beaucoup plus petit. Les planètes telluriques ont des canyons, des cratères, des montagnes et des volcans. Elles possèdent des atmosphères secondaires. (atmosphères générées via le volcanisme interne ou les impacts de comètes.) et un sol solide, contrairement aux géantes gazeuses qui, elles, possèdent une atmosphère primaire (atmosphères directement captées à partir de la nébuleuse originelle solaire.) et un sol liquide ou gazeux.

Théoriquement, il existe deux types de planètes telluriques ou rocheuses : l'une dominée par des composés de silicium (planètes silicatées) et l'autre dominée par des composés de carbone (planètes carbonées ou « planètes de diamant »), comme les chondrites carbonées.. Les quatre planètes telluriques du système solaire sont toutes du premier type. Comme le suggèrent Marc Kuchner et ses collègues, les planètes de carbone peuvent se former dans un disque protoplanétaire riche en carbone ou pauvre en oxygène. Autour d'un noyau de fer, il se formerait un manteau de carbures et éventuellement de graphite, dans lequel, si les conditions de pression le permettent, peut se former une couche riche en diamants.. La planète peut être entourée d'une atmosphère secondaire riche en composés de carbone..

Planètes telluriques du Système solaire Le Système solaire possède quatre planètes telluriques : Mercure, Vénus, la Terre et Mars. Une seule d'entre elles, la Terre, est connue pour avoir une hydrosphère active.

vignette|Masse relatives des planètes telluriques du Système solaire, Lune incluse. Lors de la formation du Système solaire le nombre de planètes (planétésimaux) était beaucoup plus important. Celles-ci ont progressivement disparu, soit au contact des quatre planètes telluriques restantes (fusion, destruction), soit par expulsion du Système solaire via l'effet de fronde gravitationnelle.

Les planètes telluriques se situent dans la partie interne du Système solaire. Ce n'est pas une coïncidence, car comme elles sont proches du Soleil, leur température tend à être plus élevée et les composants les plus légers de leur atmosphère primaire (hydrogène et hélium) se sont échappés dans l'espace pour atteindre la vitesse de libération de leur planète. Leur position détermine aussi leurs températures de surface qui sont relativement élevées et leurs périodes de révolution qui sont plus brèves que celles des géantes gazeuses du Système solaire externe, alors que leurs périodes de rotation sont plus longues..

Ces planètes ont également un autre point commun : l'absence ou le faible nombre de satellites naturels et leur petite taille (moins de de diamètre).

La Lune, Io et Europe sont principalement composés de roches et sont considérés comme des corps telluriques, mais ils ne tournent pas directement autour du Soleil. Le rayonnement émis par Jupiter pendant sa formation a dû réchauffer une grande partie des anneaux de Jupiter conduisant à une composition rocheuse pour les deux satellites, bien qu'ils soient situés au-delà de la ligne des glaces (frost line) du Système solaire.

Selon certains astronomes, Cérès est un corps tellurique important, bien qu'il n'ait pas fait le vide autour de lui, il doit être considéré comme une planète. D'autres astronomes, en revanche, principalement en raison de sa densité, pensent qu'il a plus de points communs avec les satellites des géantes gazeuses.... La sonde de la mission Dawn de la NASA, qui a atteint Cérès en et y est restée en orbite jusqu'en , a recueilli des données qui devraient permettre de faire la lumière sur sa catégorie.

La plupart des astéroïdes ont une composition semblable à celle des planètes rocheuses, mais ils n'ont pas de forme sphérique et n'ont pas subi le processus de différenciation interne, ils ne sont donc pas considérés comme des corps telluriques.

Enfin, les corps comme Pluton, Ganymède et Titan (certains chercheurs incluent également Europe dans la liste, considéré comme un corps frontalier aux deux catégories) ont de nombreuses caractéristiques qu'ils partagent avec les planètes telluriques, comme le fait qu'ils soient solides, qu'ils aient une mince atmosphère, mais ils sont principalement constitués de glace et de roches de nature volatile. (comme les valeurs de densités l'indiquent : ) parce qu'ils sont au-delà de la ligne des glaces du Système solaire. Malgré les différences de composition et leur structure interne, certains astronomes les considèrent comme des corps telluriques... D'autres ont proposé des classifications et des descriptions alternatives., comme des naines de glace, mais elles ont été rejetées par l'Union astronomique internationale.

Tendances des densités La densité non-compressée d'une planète tellurique est la densité moyenne que ses matériaux auraient à pression nulle. Une haute valeur de densité non-compressée indique une teneur plus élevée en métal. La densité non-compressée est plus utilisée que la densité moyenne réelle car le noyau des planètes tend à l'augmenter (la densité moyenne d'une planète dépend aussi bien de sa taille que de sa composition).

Les densités non-compressées des planètes telluriques solaires, des trois plus gros astéroïdes et de deux satellites des géantes gazeuses sont présentées ci-dessous. Les densités ont généralement tendances à baisser lorsque la distance au Soleil augmente.

ObjetMasse (M🜨)Rayon Terrestre (R🜨)densité moyenne réelle (g/cm)densité non-compressée (g/cm)grand axe (UA)Mercure14px||class=skin-invert-image0,0530,38255,45,30,39Vénus 14px||class=skin-invert-image0,8150,94885,24,4 - 3,950,72Terre 14px||class=skin-invert-image115,54,4 - 4,031,0Lune 14px|☾0,0120,27263,33,31,0Mars 14px||class=skin-invert-image0,1070,532263,93,8 - 3,711,5Vesta 14px|⚶4,5 0,04143,43,42,3Pallas 14px|⚴3,6 0,04172,82,82,8Cérès 14px|⚳1,59 0,0762,12,12,8Europe0,0080,24603,963,965,2Io0,0150,28453,553,555,2

La principale exception à cette règle est la densité de la Lune, qui doit probablement sa plus faible densité à son origine inhabituelle.

On ignore si les planètes telluriques extra-solaires suivent aussi cette tendance. Par exemple, Kepler-10 b a une densité de et orbite plus près de son étoile que Mercure. D'autre part, les planètes Kepler-11 b à Kepler-11 f orbitent aussi proche de leur étoile que Mercure, mais ont des densités inférieures aux planètes de notre système http://kepler.nasa.gov/Mission/discoveries/.

Mercure

vignette|La planète Mercure par MESSENGER le 14 janvier 2008. vignette|gauche|Structure interne de Mercure avec : Mercure est constitué à 70 % de matériaux métalliques (fer principalement) et de 30 % de roches silicatées. Sa densité est de . Les géologues estiment que le noyau occupe environ 42 % de son volume. Le noyau en fusion est entouré d'un manteau de roches silicatées. Sur la croûte de Mercure se trouvent de nombreuses petites arêtes qui s'étendent sur des centaines de kilomètres de longueur. Cela laisse supposer que le noyau et le manteau se sont refroidis et contractés alors que la croûte s'était déjà solidifiée.

Des hypothèses existent pour expliquer cette teneur élevée en fer. La théorie la plus largement acceptée est que Mercure avait un rapport métal/silicate semblable à ceux des chondrites et avait une masse d'environ 2,25 fois sa masse actuelle. Mais au début de l'histoire du Système solaire, Mercure pourrait avoir été percutée par un planétésimal d'environ 1/6 de la masse de Mercure et un diamètre de plusieurs centaines de kilomètres. L'impact aurait arraché une grande partie de la croûte primitive et du manteau, laissant le noyau intact.

Alternativement, Mercure aurait pu se former à partir de la nébuleuse solaire avant que la sortie d'énergie du Soleil ne se soit stabilisée. La planète aurait eu 2 fois sa masse actuelle, mais comme la proto-étoile était contractée, la température devait être comprise entre , et même peut-être jusqu'à . La surface rocheuse de Mercure a pu être vaporisée à de telles températures, formant une atmosphère de "vapeur rocheuse" qui a pu être emportée par le vent solaire.

Une troisième hypothèse propose que la nébuleuse solaire a causé une traînée sur les particules lors de l'accrétion de Mercure, ce qui signifie que les matériaux les plus légers se sont séparés des matériaux d'accrétion.

Chaque hypothèse prévoit une composition de surface différente, et les deux missions spatiales, MESSENGER et BepiColombo, doivent faire des observations pour les vérifier.

Vénus

vignette|gauche|Structure interne de Vénus vignette|Vénus en vraies couleurs vue par Mariner 10. Avec une densité de et un rayon de , Vénus est la sœur jumelle de la Terre. La croûte vénusienne représente environ 0,34 % du rayon de la planète et les analyses faites par différentes sondes ont prouvé que le matériau extérieur de Vénus est semblable au granite et au basalte terrestre.

Vénus posséderait un manteau rocheux représentant environ 52,5 % du rayon de la planète, composé essentiellement de silicates et d'oxydes de métaux.

Le noyau de Vénus serait constitué de deux parties : un noyau externe constitué de fer et de nickel liquides qui représenterait environ 30 % du rayon de la planète ; un noyau interne composé de fer et de nickel solides qui représenterait environ 17 % du rayon de Vénus. Mais cette précision est spéculative, car contrairement à la Terre, il n'y a pas eu de mesures sismiques. Il n'est pas impossible que le noyau de Vénus soit entièrement liquideToutes les informations viennent du Wikipédia en français sur Vénus..

Terre

vignette|La Terre vue depuis Apollo 17 en 1972. vignette|gauche|220px|Structure de la Terre.

A : Discontinuité de Mohorovičić B : Discontinuité de Gutenberg C : Discontinuité de Lehmann.

La Terre est composée deToutes les informations viennent de Wikipédia en français sur la structure interne de la Terre. : une croûte continentale solide essentiellement granitique, surmontée par endroits de roches sédimentaires. Elle est plus épaisse que la croûte océanique (de sous les massifs montagneux). La croûte ou écorce terrestre représente environ 1,5 % du volume terrestre. Elle était anciennement appelée SIAL (silicium + aluminium) ;