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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
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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’’
