1 Sciences de la Terre Cours 1. 2 Plan L’univers : naissance, grandes étapes et organisation...

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Sciences de la Terre

Cours 1

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Plan

• L’univers : naissance, grandes étapes et organisation

• Formation du système solaire

• Le soleil

• Les météorites

• La Terre

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L’univers

Naissance, grandes étapes et organisation

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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)

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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

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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.

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Galaxies et étoiles

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galaxie d’Andromède

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

étoiles anciennes

Dans les galaxies, les étoiles naissent, évoluent et meurent

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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.

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Ou trou noir

T 5 milliards de °Importance des neutrinos

Événement déclencheur

Effondrement gravitationnelDensité

Température

L’étoile s’allume

Contraction

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Le système solaire

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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

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

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r ω

Formation des planètésimaux et proto-planètes

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

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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

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Le système solaire

soleil

planètes géantes

planètes « solides »

corps « glacés »Sedna

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planète gazeuse planète tellurique

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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

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Le soleil

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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

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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

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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

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

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Photosphère : surface du soleil500 km d’épaisseur6000°C

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L’atmosphère du soleil

Chromosphère10000 km d’épaisseurT: 4000K - 8000K

lumière

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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

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

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

6 sont réellement collectées

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150 cratères sur la Terre et Venus

des milliers sur la Lune, Mercure et Mars

Meteor crater : (1186 km)

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Chronomètres cosmiques

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irghizite

Outils d’investigation géologique

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

Clearwater Lakes, Quebec, Canadaquartz choqué

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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

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La Terre

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La différentiation terrestreProtoplanète dépouillée, criblée de cratères

réchauffement

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

Impacts météoritiques

différentiation

AtmosphèreGéosphère

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La géosphère

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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.

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A suivre…

• La planète Terre et sa dynamique

• L’apparition de la vie et l’évolution

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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

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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

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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

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• 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...

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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’’