Cette appliquette illustre les effets d’un impact météoritique sur Mercure, la Terre (avec ou sans atmosphère), la Lune et Mars en fonction des caractéristiques de l’impacteur (vitesse, angle d’arrivée, taille, densité) et de la surface impactée (densité).
Pour le détail des formules à partir desquelles a été construire cette appliquette, se référer à : G. S. Collins, H. J. Melosh, R. A. Marcus: Earth Impact Effects Program: A Web-based computer program for calculating the regional environmental consequences of a meteoroid impact on Earth, Meteoritics & Planetary Science 40, Nr 6, 817–840 (2005).
A vous de jouer en répondant notamment aux questions ci-dessous!
On rappelle que les astéroïdes sont composés de roches et de métaux ; leur densité varie entre 2000 et 8000 
et leur vitesse à l’entrée de l’atmosphère terrestre est généralement comprise entre 11 et 21 km/s. Les comètes, quant à elle, sont essentiellement composées de glace ; leur densité est comprise entre 500 et 1500 
et leur vitesse à l’entrée de l’atmosphère terrestre est généralement comprise entre 30 et 72 km/s.
Auteur: Alice Le Gall
Questions
Question 2)
Retrouvez le diamètre de transition entre cratère complexe et cratère simple pour chaque corps planétaire. Comment évolue-t-il avec la gravité ?
Question 3)
En comparant les sorties de l’appliquette pour les cas « Terre » et « Terre sans atmosphère », déduisez le principal effet de l’atmosphère.
Question 4)
Retrouvez le coefficient de la loi en puissance qui lie le diamètre final d’un cratère simple à l’accélération de pesanteur du corps sur lequel il se trouve.
Question 5)
Estimez le diamètre de la météorite à l’origine de Meteor Crater, en Arizona, sachant que ce cratère a un diamètre d’environ 1.2 km, que l’impacteur était très probablement riche en fer et en nickel, et qu’il a frappé la Terre avec un angle d’environ 80°. Vérifiez que l’ordre de grandeur théorique de la profondeur finale du cratère est en accord avec la réalité.
La densité de la Terre est 
.
Question 6)
Mêmes questions pour le cratère lunaire complexe Tycho dont le diamètre est de 85 km sachant que l’impacteur qui lui a donné naissance avait une trajectoire basse au dessus de l’horizon (c’est-à-dire avec un angle d’arrivée d’au moins 45°) et que sa densité était proche de celle de la Lune.
La densité de la Lune est 
.
En raison de la grande volatilité de la glace, les surfaces glacées sans atmosphère sont soumises à un phénomène de migration/ségrégation thermique. L’appliquette ci-dessous vise à évaluer l’efficacité de ce phénomène par rapport à d’autres processus d’érosion spatiale sur les principaux satellites glacés du Système Solaire. Elle s’inspire du travail de thèse de J.R. Spencer: The surfaces of Europa, Ganymède, and Callisto- An investigation using Voyager IRIS Thermal Infrared Specta, Ph.D dissertation by John R. Spencer, 1999.
Lisez l’essentiel à savoir ci-dessous et essayez de répondre aux questions.
Le taux instantané de sublimation 
de la glace peut, en première approximation, s’exprimer de la façon suivante : 
où 
est la densité volumique de la glace (
), 
est la masse molaire de l'eau (
), 
est la constante universelle des gaz parfaits (
) et 
, la température instantanée (en K).
s’obtient en égalisant le flux solaire (entrant) et le flux émis par la surface (sortant) : 
où 
est la constante de Stefan-Boltzmann (
), 
est la constante solaire (c’est-à-dire la puissance reçue du Soleil par unité de surface normale aux rayons solaires à la distance héliocentrique de 1 UA) (
), 
est la distance héliocentrique en UA du corps glacé, 
est est l’albédo de la surface et 
est l’angle d’illumination du Soleil à la surface (l’angle entre la normale à la surface et la direction de l’ensoleillement). Il dépend de la latitude, de l’heure locale et éventuellement de la saison. Ici on considère que 
.
est la pression de vapeur saturante de la glace en Pascal, c’est-à-dire la pression à laquelle la phase gazeuse de l’eau est à l’équilibre avec sa phase solide à la température 
. Dans la gamme de températures des satellites glacés du système solaire (130-150 K), il a été établi semi-empiriquement que : 
.
Questions
Question 1)
Mise en jambe : par une analyse dimensionnelle, retrouvez la dimension de 
?
Question 3)
Tracez le taux de sublimation lié au phénomène de ségrégation thermique en fonction de la latitude et de l’albédo de la glace pour un satellite galiléen. Comparez son intensité sur Europa (
), Ganymède (
) et Callisto (
).
Question 4)
À quelle(s) latitude(s) ce phénomène est-il le plus actif ?
L’activité éolienne et, lorsqu’elle existe (sur Terre et Titan), l’activité fluviale participent efficacement au transport des sédiments des surfaces planétaires dotées d’une atmosphère. L’initiation de ce mouvement se fait plus ou moins facilement en fonction de la nature des sédiments (densité), des caractéristiques du fluide (densité et viscosité de l’air ou de l’agent liquide) et de la pesanteur. C’est ce qu’illustre cette appliquette.
Le modèle simplifié sur lequel s’appuie cette appliquette est décrit en partie dans la section activité éolienne. Pour plus de détails se référer à : « Planetary Surface Processes » de H. Jay Melosh, Cambridge University Press, 2011.
A vous de jouer en essayant de répondre aux questions ci-dessous.
Mise en mouvement des sédiments sur Vénus, la Terre, Mars et Titan
Les caractéristiques (densité, viscosité) des fluides (atmosphères, liquides) présents à la surface de Vénus, la Terre, Mars et Titan sont donnés ici. Rappelons que la composition des sédiments varie d’un corps planétaire à l’autre : du quartz (2650 
) sur Terre, du basalte (2900 
) sur Vénus et Mars et de la glace d’eau (992 
à 92 K) et/ou de la matière organique (1500 
) sur Titan.
Auteur: Alice Le Gall
Questions
Question 1)
Testez l’appliquette pour un cas quelconque et expliquez la courbe obtenue et notamment les 2 régimes qui se dégagent.
Question 2)
Sur quel objet planétaire le transport des particules sédimentaires par le vent est-il le plus facile ? Classez les planètes par ordre de facilité du transport éolien et expliquez.
Question 3)
Toutes ces planètes présentent des dunes à leur surface, sur laquelle les grains constituant ces dunes sont sans doute les plus fins ?
Question 4)
Trouvez la combinaison Planète-Atmosphère-Sédiments pour laquelle l’entrainement de la matière sédimentaire à la surface requiert les vents les plus faibles.
Question 5)
La taille typique des grains constituant les dunes sur Terre est de l’ordre de 200 μm. Commentez.
Question 6)
Comparez la mise en mouvement d’un grain à la surface par le vent à celle d’un grain situé au fond d’une rivière sur Terre. Expliquez.
Question 7)
Même question pour Titan. Notez que la composition des sédiments sur Titan n’est pas encore bien identifiée. Il pourrait s’agir de matière organique, de glace d’eau ou d’un mélange de ces composés. L’agent liquide est le méthane liquide.
Question 8)
Comparez le transport fluvial sur Titan à celui sur Terre.
Question 9)
Dans le passé, de l’eau liquide coulait sans doute à la sa surface de Mars. Comparez l’activité paléo-fluviale de Mars à celle présente de la Terre. Que se passe-t-il pour les grains les plus petits ?
Question 10)
Quelle doit être la vitesse minimum du vent à 1 m du sol pour la mise en mouvement de grains à la surface de Mars. Qu’en déduisez vous ?
- Question 1
Solution :
Lorsque les grains sont suffisamment grands, la vitesse seuil nécessaire à leur mise en mouvement augmente en sqrt(d). Dans ce cas, le vent s’oppose simplement à la gravité (c’est-à-dire au poids des grains).
Lorsque les grains sont petits, les forces de cohésion (entre particules ou avec le sol) ne sont pas négligeables et prennent même le dessus sur la gravité ; la vitesse seuil nécessaire à la mise en mouvement des petites particules varie alors en 1/d (approximation).
A la transition entre ces deux régimes, il existe une taille limite de grain pour laquelle la vitesse seuil de mise en mouvement est minimum.
- Question 2
Solution :
Dans l'ordre: Vénus, Titan, Terre, Mars.
Les vitesses seuil de mise en mouvement des grains sur Vénus et Titan sont nettement plus faibles que sur Mars et la Terre. Ceci est lié au fait que les densités atmosphériques de Vénus et Titan sont significativement plus grandes. Sur Vénus, de plus, la viscosité de l’atmosphère est élevée et sur Titan la pesanteur est faible (7 fois plus faible que sur Terre).
- Question 3
Solution :
Vénus. Sur Vénus, la taille des grains les plus facilement transportables (c’est-à-dire requérant la vitesse d’écoulement la plus faible pour être mis en mouvement) est d’environ 94 μm (le minimum de la courbe) contre 160 μm sur Titan, 220 μm sur la Terre et 1100 μm sur Mars.
- Question 4
Solution :
Titan - Atmosphère Vénus – Glace d’eau.
- Question 5
Solution :
Cette taille correspond à la taille des grains les plus facilement transportable par le vent sur Terre (le minimum de la courbe est atteint pour un diamètre de grain de 220 μm).
- Question 6
Solution :
En raison de la plus grande densité de l’eau par rapport à l’air, l’activité fluviale sur Terre déplace plus facilement (seuil d’entrainement plus petit) des grains en moyenne plus gros (le minimum de la courbe est atteint pour un diamètre de grain de 560 μm) que l’activité éolienne.
- Question 7
Solution :
L’activité fluviale sur Titan déplace plus facilement (seuil d’entrainement plus petit) des grains en moyenne plus gros, que ceux-ci soient composés de glace d’eau ou de matière organique (le minimum de la courbe est atteint pour un diamètre de grain de 400-500 μm) que l’activité éolienne.
- Question 8
Solution :
Selon ce modèle, le transport fluvial est plus facile à initier sur Titan.
- Question 9
Solution :
La faible pesanteur de Mars rend le mouvement des particules les plus grandes plus facile. Pour les petits grains, en revanche, les forces de cohésion qui s’opposent au transport fluvial sont les mêmes sur la Terre et sur Mars.
- Question 10
Solution :
Les seuils de vitesse d’écoulement requis pour la mise en mouvement des grains sédimentaires sur Mars sont particulièrement élevés.
On rappelle que la vitesse de l’écoulement (lorsqu’il est turbulent) à 1 m du sol est liée à la vitesse de cisaillement par la relation (approximative) :
Il faut donc, à 1 m du sol, un vent minimum de 37 m/s soit de plus de 130 km/h pour déplacer des particules sur Mars! Sur la planète rouge, les sédiments sont donc transportés essentiellement pendant des épisodes de tempête.
), les satellites saturniens (
) et ceux d’Uranus (
). Vous vous placerez à l’Equateur, à midi, en été et prendrez un albédo de 
pour la glace équatoriale.
mm/an. L’intensité du phénomène de « sputtering », quant à elle, décroit avec la distance à Jupiter : 
mm/an sur Europe, 
mm/an sur Ganymède et 
mm/an sur Callisto. Que peut-on en déduire sur l’efficacité du phénomène de ségrégation thermique sur Europe, Ganymède et Callisto ? Discutez.
où 
est la dimension d'une distance et 
celle d'un temps.