Transcript Formation du système solaire

Sciences de la Terre
Cours 1
1
Plan
• L’univers : naissance, grandes étapes et
organisation
• Formation du système solaire
• Le soleil
• Les météorites
• La Terre
2
L’univers
Naissance, grandes étapes et
organisation
3
Le big-bang (-15 Milliards d’années)
On l'associe généralement à une explosion qui aurait engendré
l'univers actuel.
En fait c'est une idée fausse, il est plus juste de parler d'expansion
de l'univers.
Ce "Big-Bang" est actuellement la limite au-delà de
laquelle les scientifiques ne peuvent plus observer, ou
du moins estimer, l'état de l'univers.
4
Etat solide
T = 15° C
Etat liquide
T = 1500° C
Etat gazeux
L ’énergie thermique agite
Les atomes pour rompre
la force électromagnétique
T augmente
La vitesse des atomes de gaz
augmente et favorise les
collisions.
Par ces dernières,
des photons sont créés.
T augmente
Les noyaux et électrons sont
entièrement désolidarisés :
Plasma
T ≈ 106 ° C
Les noyaux (P+N) deviennent
Instables et se désintègrent.
Ethermique>E Nucléaire faible
Les nucléons (P ou N)
se brisent en 3 Quarks.
Ethermique>E Nucléaire forte
Température
T ≈ 109 ° C
T ≈ 1012 ° C
5
apparition de la
gravitation
P + e-  H + n
Naissance de l'atome
.
nucléosynthèse
initiale
fusion nucléaire
animation
6
http://www.lakeheadu.ca/~physwww/courses/Astro/2330/Cosmology/Ther.htm
COMPOSITION ACTUELLE DE L'UNIVERS
Les Galaxies (cellules constitutives de l’univers)
• Il y a plusieurs centaines de milliards de galaxies dans l'univers,
et dans chacune plusieurs centaines de milliards d'étoiles.
• On peut regrouper les galaxies
en amas, eux-mêmes, groupés en superamas.
Les Nébuleuses
Vaste nuage de matière
interstellaire où la densité
est nettement supérieure
à celle de l'espace interstellaire.
7
Galaxies et étoiles
8
galaxie d’Andromède
étoiles anciennes
Dans les galaxies,
les étoiles naissent,
évoluent et meurent
9
http://www.chez.com/astronet/galaxies.htm
Le rôle des étoiles ?
• Différents types d’étoiles (selon leur masse)
• lieu de l’évolution nucléaire
Le diagramme
Hertzprung-Russel (HR)
représentation instantanée
de la population stellaire
Un corps, chauffé à une
température déterminée,
émet un rayonnement spécifique.
10
Événement déclencheur
Effondrement gravitationnel
Densité
Température
L’étoile s’allume
Contraction
T 5 milliards de °
Importance des
neutrinos
11
Ou trou noir
Le système solaire
12
La formation du système solaire
- formation dans la voie lactée (4,566 Ma )
- soleil = étoile jeune constituée du gaz fabriqué par
les premières générations d’étoiles (C,N,O...)
formée suite à l’effondrement gravitationnel
d’un nuage de gaz
13

Nébuleuse solaire ou
Disque proto-planétaire
Formation d ’un proto-soleil avec mise en forme
d ’un disque.
14
cliché HST-NASA
• éléments légers « soufflés » vers l’extérieur du disque
• atomes lourds répartis uniformément
15
•agglomération des particules les + denses (métaux, silicates)

Formation des planètésimaux et proto-planètes
16
• Seules les protoplanètes situées dans des zones de sécurité
vont grossir et former les planètes.
• Les plus denses sont situées près du soleil.

100 Ma
Formation des planètes
17
Le système solaire
corps « glacés »
Sedna
planètes géantes
planètes « solides »
soleil
18
planète gazeuse
planète tellurique
19
Composition du système solaire
• Soleil (99,85% de toute la matière)
• planètes (0,135%)
• comètes, satellites, météoroïdes, planètes
mineures
• Milieu interplanétaire : poussière + gaz
solides microscopiques
vent solaire
(400 km/sec)
20
Le soleil
21
Le Soleil en chiffres
Masse : 1,9891030 kg (333 000 fois celle de la Terre)
Diamètre : 1,392 millions de km (109 fois celui de la Terre)
Densité moyenne : 1,4 (eau = 1)
Type spectral : G2 V (étoile jaune de la séquence principale)
Température de surface : 5 800 K (0 K = -273,15 °C)
Température au centre : 14 millions K
Composition chimique (en nombre d'atomes) :
Hydrogène : 94 %, Hélium : 6 %, et des traces principalement
des éléments suivants : O, C, N, Mg, Ne, Si, Fe, S, Ca, Ar, Na,
Al, ... (tous les éléments sont présents)
Composition chimique (en masse) : Hydrogène : 73 %,
Hélium : 25 %, et tous les autres éléments : 2 %
Rotation différentielle : 26 j à l'équateur, 31 j à 60° de latitude,
37 j aux pôles
Cycle d'activité magnétique : 11 années
Période de révolution autour de la Galaxie : 240 millions d'années
Age : 5 milliards d'années
22
23
Le cœur du Soleil
Densité : 160 (eau :1)
Température : 15 millions de Kelvin
Pression : 100aines de milliards d’atm
Émission de photons et de neutrinos
Contre-balance l’effet de la gravité
1g d’hydrogène
hélium + 600 millions de kW (600 centrales nucléaires)
4 millions de tonnes de matière/sec
40% de l’hydrogène du noyau a été consumé
24
Zone radiative
70% du diamètre du soleil
Densité : de 100 à 1
98 % de la masse du soleil
Température : 500 000 à 10 millions de °
Transport de choc en choc (radiatif)
Rotation en 26 jours
25
Zone de convection
30% du diamètre du soleil
Densité :
Transport convectif
Rotation en 25 jours à l’équateur et en 33 jours près des pôles
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Photosphère : surface du soleil
500 km d’épaisseur
6000°C
26
L’atmosphère
du soleil
lumière
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Chromosphère
10000 km d’épaisseur
T: 4000K - 8000K
27
28
Les éclipses solaires
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Les relations
Terre-Soleil
• Absorption des
rayonnements X et UV
chauffe l’atmosphère
terrestre
• Entrée de particules
chargées dans les régions
polaires
• Orages géomagnétiques
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Evolution du soleil
Épuisement de l’Hydrogène du noyau
Température (et donc pression)
Contraction : la gravité l’emporte
Température
Fusion de l’hydrogène des couches externes
…
Fusion de l’hélium en carbone
Géante rouge + nébuleuse planétaire
Naine blanche (densité 1010)
Naine noire
Nébuleuse annulaire de la Lyre (M57)
résultant d'une explosion d'étoile© NASA
31
Les météorites
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Fragment d’astéroïde
issu de la ceinture d’astéroïdes du système solaire
Voyage entre l’astéroïde
parent et la Terre :
1 à 100 millions d’années
(2 milliards d’années
pour les météorites ferreuses)
M > 1kg
M > 100kg
 100 000 / an
 1 centaine / an
6 sont réellement collectées
33
34
150 cratères sur la Terre et Venus
Meteor crater  : (1186 km)
des milliers sur la
Lune, Mercure et Mars
35
Chronomètres cosmiques
36
Outils d’investigation géologique
• morphologie du cratère
• analyse des projectiles éjectées
• analyse des roches du cratère
irghizite
quartz choqué
Clearwater Lakes, Quebec, Canada
37
Echantillons venus d’ailleurs
• fossiles géologiques :
témoins de la composition du matériau d’origine
chondrites : issues de la nébuleuse solaire
• contiennent des molécules organiques
• collecteurs de poussière d’étoiles
38
La Terre
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La différentiation terrestre
Protoplanète dépouillée, criblée de cratères
réchauffement
Décroissance radioactive : U, Th, et 40K
Compression gravitationnelle (accrétion)
Impacts météoritiques
différentiation
Atmosphère
Géosphère
40
La géosphère
41
L’atmosphère
Les isotopes des gaz rares (hélium, argon, Néon, Xénon,.)
Dans les météorites :
40Ar/36Ar
 10-2 - 10-4
Dans l'atmosphère :
40Ar/36Ar
 296
Volcans sous-marins :
40Ar/36Ar
 20 000
L'atmosphère terrestre ne provient pas de la
nébuleuse solaire primitive, mais de
l'intérieur de la Terre.
42
A suivre…
• La planète Terre et sa dynamique
• L’apparition de la vie et l’évolution
43
http://www.astronomes.com/c6_univers/p600_main.html
http://pythacli.chez.tiscali.fr/
http://villemin.gerard.free.fr/Science/Hubble.htm
http://vela.astro.ulg.ac.be/themes/dataproc/deconv/decmi/constHubble_f.html
http://www.ac-dijon.fr/pedago/Astronomie/MesuresDistances/Distances.htm
http://liftoff.msfc.nasa.gov/academy/universe/age.html
http://www.lesia.obspm.fr/solaire/sciences/sciences.html
http://system.solaire.free.fr/soleil.htm
http://elbereth.obspm.fr/~charnoz/WebSS/
http://www.cite-sciences.fr/francais/ala_cite/expo/tempo/planete/soleil/index_soleil.php
http://www.solarviews.com/french/solarsys.htm
http://www.neufplanetes.org/appendices/origin.html
http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/March04/Steigman/Steigman_contents.html
http://www-chimie.u-strasbg.fr/membres/lcmes/etatmat/etatmat.htm
http://kosmos.chez.tiscali.fr/planete.htm - terre
http://www.nirgal.net/crater.html
44
45
La fusion nucléaire
réaction consistant à réunir deux petits noyaux (chargés positivement)
pour en former un plus gros
nombre de masse
Structure nucléaire
A E
Z
Z protons (+)
A-Z neutrons
nucléons
élément
hydrogène : 11H
hélium : 42He
nucléosynthèse initiale
1H
+ 1H
2D + p
2 3He
2D
+e++ neutrino
3He + g
4He + 2 1H + g
46
La lumière en astronomie
La lumière visible avec nos yeux ne
représente qu'une petite partie du spectre
électromagnétique et il existe toute une
gamme de lumière ou rayonnement
« invisible » pour l'œil humain mais que nous
avons appris à " capter " grâce à des " yeux
artificiels ".
47
Le spectre électromagnétique
• les ondes radio
• les rayons infrarouges (IR)
• la lumière visible
(© Delbouille et al)
• les rayons ultraviolets (UV)
• les rayons X
• les rayons g
atmosphère terrestre transparente
aux ondes radios et à la lumière visible
sondes, satellites...
48
La force de gravitation
m1m2G
F12  
u12
2
r
1
r
F12
2


G

u12

Constante de gravitation universelle : 6,67 10-11 SI
49
Le rayonnement du corps noir
50
3’13’’
6’
4h9’50’’
79’17’’
12’40’’
43’14’’
5h27’47’’
2h39’40’’
8’19’’
Mercure
Ven us
Terre
Mars
57,9
108,2
149,6
227,9
778,3
1427
88 j
227,7 j
365 j
687 j
11,86 a
58,6 j
243 j
retro
23 h 56 24 h 37
m in
m in
9 h 55
m in
4880
12110
12756
6794
0,33 1024
4,9 1024
6,0 1024
5,4
5,2
Atm osphère
-
Sate lli tes
0
Distance au
sol eil
(106 km)
Pé riode de
ré volu tio n
Pé riode de
rotation
axiale
Diamè tre
équatorial
(km)
Masse (kg)
Den sity
(Mg/m 3)
Ju piter Saturne Uran us
Neptune
Plu ton
2870
4497
5900
29,46 a
84 a
165 a
248 a
10 h 40
m in
17,3 h
retro
18 h 30
m in
6 j 9h
retro
143200 120000
51800
49500
3000 ?
6,5 1023
1,9 1027
5,7 1026
8,7 1025
1,01026
1,6 1022
5,5
3,9
1,3
0,7
1,2
1,7
1,5
CO2
N2,O2
CO2
H2,He
H2,He
0
1
2
16+
17+
H2,He,C
H4
5
H2,He
2
Non
déte cté e
1
taille de notre galaxie : 80 000 années-lumière
unité astronomique : distance moyenne Terre-Soleil
51