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La semaine prochaine – Classe
inversée
Des éléments aux roches
La matière dans
l’UniversPartie 1 : Origine de la matière
Caractérisation de la
matière
Mendeleiev Dimitri
Ivanovitch (1834-1907)
Éléments des Terres Rares,
ETR
(Rare-Earth Elements,
REE)
Les éléments : 90 naturels (de 1 à 92
protons)
Caractérisation de la
matière
Caractérisation de la
matière
Caractérisation de la
matière
Les Isotopes
Eléments ayant les mêmes
propriétés chimiques
portent le même nom.
Ils se différencient par leur
masse
pas le même nombre de
neutrons.
Les isotopes instables marqueurs du temps.Les isotopes stables
marqueurs des phénomènes à basse température (<300°C)
Z
AX2
4HeZ 2A4X '
Radioactivité a :
Caractérisation de la
matière
Les Isotopes
La proportion d’isotopes instables qui disparaît est
toujours la même
dN
dt NN = nombre d’atomes qui se
désintègrent en fonction du temps
l = constante de désintégration
N(t ) Noet N = nombre d’atomes radioactifs restant à t
No = nombre d’atomes radioactifs initial (à to)
LA PERIODE RADIOACTIVE ou la demi-vie : T
Temps pour que la moitié des
atomes radioactifs
se soient désintégrés
T ln2
No
2 No eT
Caractérisation de la
matière
Les Isotopes
Je veux étudier la formation d’une chaîne
de montagne, donc dater les roches qui s’y
trouvent. Quels éléments vais-je analyser ?
Je veux étudier la formation d’une chaîne de
montagne, donc dater les roches qui s’y trouvent.
Quels éléments vais-je analyser ?
A. Carbone 14
B. Plutonium 239
C. Iode 129
D. Uranium 235
E. Potassium 40
F. Uranium 238
G. Thorium 232
Chimie de l’Univers
Pourcentage en masse dans
les roches continentales
Chimie de l’Univers
H, He, O, Si, Al, Fe, Ca, Na, K et Mg.
Pourquoi une telle parcimonie dans l’utilisation des éléments
chimiques pour «construire» la Terre et les autres planètes du
Système Solaire ?
Chimie de l’Univers
Les 10 éléments utilisés sont les plus abondants dans le
système solaire.
Chimie de l’Univers
L’univers, 15 Ga.
Nucléosynthèse interstellaire.
Nucléosynthèse stellaire.
Nucléosynthèse primordiale.
Les étoiles.
Nuages de gaz.
Expliquer la courbe d’abondance des éléments revient à répondre à cette
question :
Origine des éléments chimiques
La physique que nous connaissons fonctionnerait
jusqu’à 10-43s (temps de Planck) après le Big Bang
Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
primordiale
La physique que nous connaissons fonctionnerait
jusqu’à 10^-43s (temps de Planck) après le Big Bang
wikipedia
•Théorie unifiée du
contenu matériel et de
l’évolution de l’Univers
•Expansion de l’Univers
(refroidissement,
diminution de la densité)
Le Big-Bang : une théorie cosmologique
Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
primordiale
Avec l’expansion diminution T° de l’univers diminution énergie des
particules découplage successif des différentes forces.
A partir d’une «soupe» de quarks et d’électrons, formation des différentes
particules (hadrons, noyaux, atomes et molécules) dans les étapes suivantes….
A 10-6 s, confinement des quarks
hadrons = P et N (nucléons).
Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
primordiale
Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
primordiale
3 min (T° = 108 K) < nucléosynthèse primordiale < 30 min (T° = 107 K°).
P + N noyaux 2H2H + P + N noyaux 4He
Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
primordiale
JP Bourseau.
En
erg
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10-6 s 3 min 30 min.
10-43 s
À 10-33 s : inflation
univers x 10 50
0,3 à 1 Ma
Depuis 1 Ma
univers x 1000
Vers 4000 K
Confinement des quarks
Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
primordiale
La Nucléosynthèse Stellaire
Les étoiles se forment.
Univers vide & froid MAIS Étoiles denses et chaudes !
La fusion nucléaire peut redémarrer… dans les étoiles
Synthèse des éléments
=
F(Densité, Température)
=
F(masse de l’étoile)
Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
stellaire
Le diagramme Hertzsprung (danois)-Russel (américain) représente les étoiles
en fonction de leur Température de surface et de leur luminosité.
Sa luminosité est directement dépendante de la masse de combustible.
La Température de l'étoile est équivalente à sa couleur.
Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
stellaire
Une étoile rouge est
A. Jeune
B. Vieille
C. Grosse
D. Petite
La vie adulte : la séquence principale.
A un moment, l’effondrement gravitationnel cesse au niveau de l’étoile.
P gaz au coeur de l'étoile + P radiation compensent l'effet de la gravitation.
Pg + Pr = G
équilibre dynamique et état stable de l’étoile.
se situe sur la séquence principale
du diagramme de Hertzsprung-Russel.
Elle va y passer environ 90 % de sa vie
H He.
Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
stellaire
Le déclin : géantes rouges et naines blanches.
Quand l’étoile est à court de combustible.
Pg + Pr < G
autour du coeur, une coquille d’H va se contracter
sa T° augmente
déclenche fusion rapide de H
gonflement des couches périphériques.
Diamère de l’étoile x 200
baisse T° de surface
se traduit par un décalage du rayonnement
vers le rouge
géante rouge.
Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
stellaire
Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
stellaire
Fusion de H
S’arrête lorsqu’on
a consommé 10% du H
Géante rouge :
Fusion de He
-> C,N,O,F,Ne
M<0.07 Ms
Naine brune
Supergéante :
Fusion de C, O
-> éléments jusqu’au Fe
M<8~10 Ms
Naine blanche
Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
stellaire
L'enveloppe externe de l'étoile est arrachée par les vents stellaires.
nébuleuse planétaire.
Dumbell, ESO.
NGC 3132, Hubble.
Stingray, la
plus jeune
nébuleuse
planétaire
connue,
Hubble.
Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
stellaire
Les couches externes continuent à s'effondrer
la masse du coeur continue d'augmenter
mais pas assez d'énergie (fusion Fe impossible) pour stopper G.
Quand sa masse = masse critique de 1,4 MS (= Chandrasekhar)
il s'effondre brutalement sur lui-même en entraînant les couches
externes
énergie mécanique énorme qui fait exploser l’étoile
(matière éjectée à 10 000 km/s).
phénomène le plus lumineux connu = la supernova.
Cette explosion fournit suffisamment d’Energie
pour déclencher à nouveau des réactions de fusion
dans le cœur.
création d'éléments plus lourds que Fe.
Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
interstellaire
La supernova de 1054 qui a brillé en plein jour
pendant plusieurs semaines nous a laissé
cette splendide nébuleuse dite «du Crabe» du
nom de la constellation où on peut la voir.
Nébuleuse du Crabe, ESO.
Une supernova = événement rare (1/100 ans)
SN1999, NASA.
Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
interstellaire
La supernova SN1999 a dégagé une puissance équivalent
à 50 000 soleils dans la gamme des rayons X.
Une supernova peut briller plus que la galaxie qui l'abrite.
En résumé, les éléments chimiques ont 3
origines, qui expliquent la variabilité des
abondances.
Les éléments chimiques sont formés
A. Au moment du big bang uniquement
B. Au moment de la formation du soleil
C. Au coeur des étoiles
D. Dans le noyau des planètes
E. Dans les nébuleuses
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