1

Sciences de la Terre

Cours 1

2

Plan

• L’univers : naissance, grandes étapes et organisation

• Formation du système solaire

• Le soleil

• Les météorites

• La Terre

3

L’univers

Naissance, grandes étapes et organisation

4

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.

Le big-bang (-15 Milliards d’années)

5

Etat solide T = 15° C

Etat gazeux

L ’énergie thermique agiteLes atomes pour rompre

la force électromagnétique

T augmente

La vitesse des atomes de gazaugmente et favorise les

collisions.Par ces dernières,

des photons sont créés.

T augmente

Etat liquide T = 1500° C

Les noyaux et électrons sont entièrement désolidarisés :

PlasmaT ≈ 106 ° C

Les noyaux (P+N) deviennentInstables et se désintègrent.Ethermique>E Nucléaire faible

T ≈ 109 ° C

Les nucléons (P ou N)se brisent en 3 Quarks.Ethermique>E Nucléaire forte

T ≈ 1012 ° C

Température

6http://www.lakeheadu.ca/~physwww/courses/Astro/2330/Cosmology/Ther.htm

nucléosynthèseinitiale

apparition de la gravitation

P + e- H + Naissance de l'atome

.

fusion nucléaire

animation

7

COMPOSITION ACTUELLE 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 Galaxies (cellules constitutives de l’univers)

Les Nébuleuses

Vaste nuage de matière interstellaire où la densité est nettement supérieure à celle de l'espace interstellaire.

8

Galaxies et étoiles

9

galaxie d’Andromède

http://www.chez.com/astronet/galaxies.htm

étoiles anciennes

Dans les galaxies, les étoiles naissent, évoluent et meurent

10

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.

11

Ou trou noir

T 5 milliards de °Importance des neutrinos

Événement déclencheur

Effondrement gravitationnelDensité

Température

L’étoile s’allume

Contraction

12

Le système solaire

13

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

14cliché HST-NASA

r ω

Formation d ’un proto-soleil avec mise en formed ’un disque.

Nébuleuse solaire ou Disque proto-planétaire

15

• éléments légers « soufflés » vers l’extérieur du disque• atomes lourds répartis uniformément

16

r ω

Formation des planètésimaux et proto-planètes

•agglomération des particules les + denses (métaux, silicates)

17

r ω

Formation des planètes

• Seules les protoplanètes situées dans des zones de sécuritévont grossir et former les planètes.• Les plus denses sont situées près du soleil.

100 Ma

18

Le système solaire

soleil

planètes géantes

planètes « solides »

corps « glacés »Sedna

19

planète gazeuse planète tellurique

20

Composition du système solaire

• Soleil (99,85% de toute la matière)

• planètes (0,135%)

• comètes, satellites, météoroïdes, planètes mineures

• Milieu interplanétaire : poussière + gaz

vent solaire(400 km/sec)

solides microscopiques

21

Le soleil

22

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 KComposition 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 pôlesCycle d'activité magnétique :  11 annéesPériode de révolution autour de la Galaxie :  240 millions d'annéesAge : 5 milliards d'années

Le Soleil en chiffres

23

24

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

25

Zone radiative70% du diamètre du soleilDensité : de 100 à 198 % de la masse du soleilTempérature : 500 000 à 10 millions de °Transport de choc en choc (radiatif)Rotation en 26 jours

26

Zone de convection30% du diamètre du soleilDensité :Transport convectifRotation en 25 jours à l’équateur et en 33 jours près des pôles

QuickTime™ et undécompresseur TIFF (non compressé)

sont requis pour visionner cette image.

Photosphère : surface du soleil500 km d’épaisseur6000°C

27

QuickTime™ et undécompresseur TIFF (non compressé)

sont requis pour visionner cette image.

L’atmosphère du soleil

Chromosphère10000 km d’épaisseurT: 4000K - 8000K

lumière

28

29

QuickTime™ et undécompresseur TIFF (non compressé)sont requis pour visionner cette image.

QuickTime™ et undécompresseur TIFF (non compressé)sont requis pour visionner cette image.

QuickTime™ et undécompresseur TIFF (non compressé)sont requis pour visionner cette image.

Les éclipses solaires

30

Les relations Terre-Soleil

• Absorption des rayonnements X et UV chauffe l’atmosphère terrestre

• Entrée de particules chargées dans les régions polaires

• Orages géomagnétiques

QuickTime™ et undécompresseur TIFF (non compressé)

sont requis pour visionner cette image.

31

Evolution du soleil

Nébuleuse annulaire de la Lyre (M57)résultant d'une explosion d'étoile© NASA

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

32

Les météorites

33

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 100 000 / an M > 100kg 1 centaine / an

6 sont réellement collectées

34

35

150 cratères sur la Terre et Venus

des milliers sur la Lune, Mercure et Mars

Meteor crater : (1186 km)

36

Chronomètres cosmiques

37

irghizite

Outils d’investigation géologique

• morphologie du cratère • analyse des projectiles éjectées • analyse des roches du cratère

Clearwater Lakes, Quebec, Canadaquartz choqué

38

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

39

La Terre

QuickTime™ et undécompresseur TIFF (non compressé)

sont requis pour visionner cette image.

40

La différentiation terrestreProtoplanète dépouillée, criblée de cratères

réchauffement

Décroissance radioactive : U, Th, et 40KCompression gravitationnelle (accrétion)

Impacts météoritiques

différentiation

AtmosphèreGéosphère

41

La géosphère

42

L’atmosphèreLes 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.

43

A suivre…

• La planète Terre et sa dynamique

• L’apparition de la vie et l’évolution

44

http://www.astronomes.com/c6_univers/p600_main.htmlhttp://pythacli.chez.tiscali.fr/http://villemin.gerard.free.fr/Science/Hubble.htmhttp://vela.astro.ulg.ac.be/themes/dataproc/deconv/decmi/constHubble_f.htmlhttp://www.ac-dijon.fr/pedago/Astronomie/MesuresDistances/Distances.htmhttp://liftoff.msfc.nasa.gov/academy/universe/age.htmlhttp://www.lesia.obspm.fr/solaire/sciences/sciences.htmlhttp://system.solaire.free.fr/soleil.htmhttp://elbereth.obspm.fr/~charnoz/WebSS/http://www.cite-sciences.fr/francais/ala_cite/expo/tempo/planete/soleil/index_soleil.phphttp://www.solarviews.com/french/solarsys.htmhttp://www.neufplanetes.org/appendices/origin.htmlhttp://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/March04/Steigman/Steigman_contents.htmlhttp://www-chimie.u-strasbg.fr/membres/lcmes/etatmat/etatmat.htmhttp://kosmos.chez.tiscali.fr/planete.htm - terrehttp://www.nirgal.net/crater.html

45

46

La fusion nucléaireréaction consistant à réunir deux petits noyaux (chargés positivement)

pour en former un plus gros

Structure nucléaireA

ZE Z protons (+) nucléonsA-Z neutrons

nombre de masse

élément

hydrogène : 11H

hélium : 42He

1H + 1H 2D +e++ neutrino2D + p 3He + 2 3He 4He + 2 1H +

nucléosynthèse initiale

47

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 ".

La lumière en astronomie

48

• les ondes radio• les rayons infrarouges (IR)• la lumière visible

(© Delbouille et al)

• les rayons ultraviolets (UV)• les rayons X • les rayons  atmosphère terrestre transparente aux ondes radios et à la lumière visible

Le spectre électromagnétique

sondes, satellites...

49

La force de gravitation

€

rF 1→2 = −

m1m2G

r2

r u 12

2

1

€

rF 1→2

€

r u 12

€

G Constante de gravitation universelle : 6,67 10-11 SI

€

r

50

Le rayonnement du corps noir

51

Mercure Venus Terre Mars Jupiter Saturne Uranus Neptune PlutonDistance au

soleil(106 km)

57,9 108,2 149,6 227,9 778,3 1427 2870 4497 5900

Période derévolution

88 j 227,7 j 365 j 687 j 11,86 a 29,46 a 84 a 165 a 248 a

Période derotationaxiale

58,6 j243 jretro

23 h 56min

24 h 37min

9 h 55min

10 h 40min

17,3 hretro

18 h 30min

6 j 9 hretro

Diamètreéquatorial

(km)4880 12110 12756 6794 143200 120000 51800 49500 3000 ?

Masse (kg) 0,33 1024 4,9 1024 6,0 1024 6,5 1023 1,9 1027 5,7 1026 8,7 1025 1,01026 1,6 1022

Density(Mg/m3)

5,4 5,2 5,5 3,9 1,3 0,7 1,2 1,7 1,5

Atmosphère - CO2 N2,O2 CO2 H2,He H2,HeH2,He,C

H4H2,He

Nondétectée

Satellites 0 0 1 2 16+ 17+ 5 2 1

taille de notre galaxie : 80 000 années-lumièreunité astronomique : distance moyenne Terre-Soleil

3’13’’6’

8’19’’12’40’’

43’14’’79’17’’

2h39’40’’4h9’50’’

5h27’47’’