La naissance du système solaire

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1 La naissance du système solaire Deux grandes étapes dans cet exposé : Comprendre comment se sont formés les éléments que nous connaissons. Comprendre comment s est constitué le système solaire.

2 Le Monde Science et techno 1er octobre 2011 Grace au VLT une étoile âgée de plus de 13 milliards d années lumière a été trouvée. Elle est presque exclusivement composée d Hydrogène et d Hélium. Elle est totalement dénuée d éléments chimiques plus lourds Texte de Roland LEHOUC Astrophysicien

3 Conclusion : A l origine de l univers l hydrogène et l Hélium sont apparus en premier. Il faut donc savoir comment se sont constitués - Ces deux éléments - puis tous les autres Pour comprendre comment le système solaire a pu naître

4 De l infiniment grand à l infiniment petit Diamètre du soleil 1, km Distance terre soleil km Masse du soleil 1, kg Température au centre 1,5.107 degrés Diamètre d un noyau m (suivant la taille du noyau) Rayon d un proton 1, m

5 Particules et interactions Quelques dates : 1930 : on connaît l électron et le proton 1932 : découverte du neutron par Chadwick 1932 : problème : spectres du 210Bi et du neutron : le neutrino

6 Le modèle standard Après la guerre des quantités de particules sont découvertes expérimentalement. Nécessité d une classification : Le modèle standard

7 Les particules En dehors des photons, toutes les particules observées peuvent être obtenues à partir de 12 constituants : 6 quarks et leurs antiparticules 6 leptons et leurs antiparticules

8 Les 4 interactions Forte, Electromagnétique, Faible, Gravitationnelle L interaction faible liée à la création ou à la disparition de neutrinos conduit à des processus lents.

9 Création et annihilation de particules Exemple de création de particules : γ e+ + e A condition que l énergie du γ soit supérieure à la masse au repos des 2 électrons Eγ 1,02 MeV De même pour γ p+ + p Εγ 1, 86 GeV

10 Inversement des annihilations se produisent. Par exemple : e+ + e- 2 γ Ces 2 γ ont la même énergie (511 kev) et sont émis en sens opposé. De même pour : p+ + p- 2 γ Mais l énergie des photons et beaucoup élevée

11 Loi de HUBBLE Edwin HUBBLE : Etude des raies spectrales d éléments provenant d étoiles appartenant à diverses galaxies : 1) Décalage vers le rouge (effet Doppler) : l univers est en expansion. 2) Le rapport de la vitesse d éloignement des galaxies à leur distance est une constante H. H = v/d (Constante de Hubble)

12 Interprétation : 1/H = d/v Donc 1/H a les dimensions d un temps interprété comme le temps écoulé depuis le big-bang. H 13,7 milliards d années

13 Le bruit de fond cosmique 1964 : Emissions du premier satellite de télécommunications transatlantiques. PENZIAS et Wilson, radioastronomes, construisent une antenne pour recevoir ces émissions. Bruit de fond très important. Origine : le Ciel

14 Le bruit de fond cosmique (suite) Isotrope : conforme au modèle du big-bang. Intensité de ce rayonnement très supérieure à tous les autres types de rayonnement cosmique. Spectre en énergie analogue à celui émis par un corps noir à la température de 2,76 K

15 Densité d énergie du rayonnement cosmique Densité d énergie d un gaz de photons dans l univers (Loi de Stefan- Boltzman) : Uγ = 4, T4 ev/cm3 Attention au T4 Densité de masse équivalente ργ = Uγ/c2 Pour T = 2,76 K on a : ργ = 4, g/cm3

16 Comparaison des densités d énergie La densité d énergie des baryons ρ0 a été évaluée par diverses méthodes. On admet généralement ρ g/cm3 Donc actuellement : ργ ρ0 Bien qu il y ait actuellement environ 1 baryon (proton, neutron) pour 109 photons

17 Remontons le temps ROLFS a calculé ρ0 et ργ pour un univers de taille fois plus petite que l actuelle On passe de T = 2,76 K à T = K Avec la loi en T4, (loi de Wien) ργ devient : ργ = 2, g/cm3

18 Les particules massives ont aussi une nature ondulatoire donc la loi en T ~ 1/R s applique. Mais ρm ~ 1/R3 ρm.r3 = cte ρm/t3 = Cte Donc ρm = ρ0(t/t0)3 = 6, g/cm3 ρm < ρo Pour un univers plus resserré la densité d énergie des photons est supérieure à celle des baryons.

19 Vers le Big Bang Pour un univers resserré d un facteur 1010 T = 2, K donc kt = 2,38 MeV C est assez pour la création, par les photons, de paires e+, e Pour la création de paires protons antiprotons Il faut une énergie d environ 2 GeV soit T = 2, K

20 Au delà de cette température il y a interaction continuelle entre photons, leptons, particules, antiparticules. Des protons, des neutrons, des neutrinos et leurs anti particules sont créés en permanence. γ p+ + p γ n+ + n-

21 De multiples réactions peuvent alors se produire : et l inverse : νe + p e + + n e+ + n νe + p De même : νe + p e + + n et l inverse : e+ + n νe + p La différence de masse entre neutron et proton est faible : il y autant de p que de n

22 Retour vers notre époque La température baisse. L énergie des photons diminue et devient insuffisante pour la création de protons, anti protons, neutrons et anti neutrons. Protons et anti - protons, neutrons et anti neutrons continuent à s annihiler, mais n étant plus créés, leur nombre baisse Par contre les nombres de photons et neutrinos restent constants.

23 Actuellement il y a environ 109 fois plus de photons que de baryons. Il n y a pas d anti - baryons. On pense qu à l origine il y avait une très légère différence entre les nombres de baryons et d anti baryons, ce qui explique la situation actuelle.

24 Nucléosynthèse primordiale : Production de 4He Formation de 2D par réaction : n+p d+γ suivi de : d + d 4He

25 Et l Hélium? Les neutrons étant radioactifs (période d environ 10 minutes il en est resté moins que de protons. D où la limitation du nombre de réactions n+p d+γ et la formation de 4He D où la proportion 25% de 4He et 75 % de H

26 Et les noyaux plus lourds? Absence de noyaux stables de masses 5 et 8 Donc les réactions p + 4He ou n + 4He qui aboutissent à des masses 5 ne permettent pas d atteindre des noyaux plus lourds De même les réactions 4He + 4He qui aboutissent à des masses 8 ne permettent pas aux énergies considérées, d atteindre des noyaux plus lourds

27 Les proportions à la fin de cette nucléosynthèse Nuclide Nombre/Nombre H Fraction de masse 1 H 1 0,75 2 H (1,6 ± 1,0).10-5 (2,5 ± 1,5) He (1,8 ± 1,2).10-5 (4,2 ± 2,8) He (7,5 ± 0,9) ,23 ± 0,02 6 Li Li ,

28 Au-delà de H et He Question : Quels noyaux le soleil peut-il produire?

29 Origine de l énergie solaire : Réactions nucléaires dans la zone centrale : Dans la phase actuelle : Production de 4He à partir de protons (noyaux d hydrogène) dont l énergie correspond à la température au centre : T 1,5.107 K

30 Réactions entre protons Énergie des protons La thermodynamique dit qu à une température T correspond une énergie kt Avec k = 1, J/K Au centre du soleil : T = 1,5.107 K kt = 1, J = 1,29 kev

31 Petit problème : La réaction p + p n a lieu que si les protons peuvent entrer en collision. Énergie de répulsion électrostatique : Ec = (1/4πε0)e2/r Avec r = 2r0 = 2, cm Ec = 550 kev Or les protons ont une énergie de 1,29 kev

32 La solution : D un point de vue classique : pas de réaction nucléaire, pas d énergie, le soleil est éteint. Mais la mécanique quantique dit qu une particule a une certaine probabilité de traverser une barrière de potentiel, ici 550 kev, et donne la transparence de cette barrière.

33 Quelles réactions? La réaction de base : p + p d + e+ + ν Cette réaction (1) a un bilan : Q = c2(2mp - md me) = + 0,42 MeV C est donc une réaction exo énergétique

34 Attention La probabilité la réaction p + p d + e+ + ν sera très faible pour 2 raisons : Probabilité de collisions p p très faible Production d un neutrino. Donc interaction faible.

35 Quelles réactions ensuite : Production de 3He p + d 3He + γ (2) Réaction plus rapide : pas de neutrinos, les deutons ont de l énergie. Production de 4He : Chaîne principale 3 He + 3He 4He + p + p

36 Séquence principale Deux 3He donnnt un 4He + 2 protons Donc 6 protons ont donné un 4He + 2 protons Donc 4 protons ont donné un 4He Avec un dégagement énergétique de 26,7 MeV C est la séquence principale

37 Énergie du soleil La transformation de 4 protons en un 4He donne un dégagement d énergie de 26,7 MeV Est ce peu? Non : la transformation de 1 gramme d hydrogène en hélium 4 donne une énergie W = kwh Car 1 g d hydrogène a noyaux

38 Après la combustion de l hydrogène Le soleil se contracte par gravitation La Température dans le cœur augmente : T K correspondant à 17,2keV Production de 8Be par réaction : 4 He + 4He 8Be 8 Be instable a une durée de vie suffisante pour que se produise la réaction : 4He + 8Be 12C

39 On a ensuite : 4He + 12C 160 Impossible de produire des noyaux plus lourds Les He n ont pas assez d énergie Pendant ces dernières phases la température augmente et le soleil devient une géante rouge Au delà de la formation de 160 le soleil s éteint et devient une naine blanche.

40 Conclusion Des étoiles comme le soleil fabriquent des noyaux allant jusqu à l oxygène, mais pas audelà. Alors comment et où se sont ils formés? Dans des étoiles de masses supérieures à celle du soleil.

41 Influence de la masse des étoiles Plus la masse de l étoile est importante, plus l attraction gravitationnelle est importante et donc plus la température au centre est élevée. Des réactions qui ne sont pas possibles dans le soleil le deviennent et permettent de former des noyaux plus lourds.

42 Energie de liaison d un noyau La stabilité d un noyau est caractérisée par son énergie de liaison. C est l énergie qui s est dégagée lorsqu il a été constitué à partir de ses éléments : neutrons et protons. A l inverse c est l énergie qu il faudrait lui fournir pour le dissocier en ses éléments : neutrons et protons.

43 L énergie de liaison est désignée par la lettre B. Elle s exprime en MeV (Millions d électronsvolts) On définit l énergie de liaison B/A qui correspond à l énergie de liaison relative à 1 unité de masses. Elle s exprime en Mev par nucléon

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45 Conclusion Le maximum de stabilité est obtenu pour les noyaux moyens, dans la région des fers. Lorsque des noyaux légers fusionnent l énergie de liaison augmente, il y a donc dégagement d énergie. Donc augmentation de la température du cœur permettant de former des noyaux de plus en plus lourds, jusqu à la zone des fers.

46 Au delà des fers, cela ne va plus, il y a absorption d énergie et non production. Donc le processus s arrête et il ne se produit pas de noyaux plus lourds que les fers. Et pourtant la répartition des noyaux dans la nature infirme cette conclusion.

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48 On constate qu il y a un pic pour la région des fers, mais qu il existe des noyaux jusqu à l Uranium, certes moins nombreux, mais dont on doit expliquer la présence. C est la présence de neutrons dans les étoiles qui permet de comprendre comment on peut expliquer la formation de noyaux lourds.

49 Les neutrons Sur terre ils n existent pas à l état libre leur période étant d environ 10 minutes. Dans les étoiles il s en produit par diverses réactions telles que C + 12C 12 Mg + n 23 Les neutrons ne sont pas repoussés par les noyaux et donnent les réactions suivantes :

50 Réactions produites par les neutrons n + ZMN zmn+1 + γ Si ce noyau est stable on peut avoir une 2ème réaction n + zmn+1 zmn+2 + γ

51 Mais si ce noyau et trop riche en neutrons on aura : M M + e +ν z N+2 z+1 N+1 on a progressé de 1 unité de charge vers des noyaux plus lourds. On peut ainsi progresser pas à pas et aller vers des noyaux très lourds, c est ce que l on appelle le processus s s = slow = lent

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53 Sur le diagramme précédent les points représentent les noyaux stables. Ils constituent la zone de stabilité. Les noyaux qui sont au dessus de cette zone sont radioactifs. Ils sont trop riches en neutrons et on a une radioactivité du type β (électrons et neutrinos émis)

54 Le noyau zmn+2 peut se désintégrer ainsi : ZMN+2 M + e +ν z+1 N+1 Il y a émission de neutrinos : Interaction faible : Processus Lent

55 Et les Uraniums et Thorium? Pour les produire il faut que les noyaux précurseurs n aient pas le temps de revenir vers la zone de stabilité par émission β. Ceci implique la présence dans les étoiles de flux de neutrons extrêmement importants. C est ce qui se produit dans les explosions de super novae constituées d étoile de masses beaucoup élevées que celle du soleil. La compression énorme de l étoile avant explosion amène le cœur à être composé exclusivement de neutrons.

56 Lors de l explosion du cœur ces neutrons sont projetés vers les couches périphériques de l étoile. Les noyaux de ces couches absorbent des quantités gigantesques de neutrons et n ont pas le temps de se désintégrer par radioactivité β On peut ainsi arriver très rapidement aux noyaux très lourds tels qu Uranium et Thorium. On a à faire au processus r (rapide).

57 Retour au point de départ Lorsque l on regarde à l aide de télescopes très puissants les étoiles les plus lointaines, on constate que leur teneur en matériaux lourds est inférieure à celle du système solaire. Explication : A une époque très reculée un nombre très faible de super-novae avaient explosé Pas d explosion de super-novae = pas de flux de neutrons gigantesques, donc pas de processus r et pas ou peu de noyaux très lourds.

58 2ème partie

59 La formation du système solaire Idées actuelles Une nébuleuse constituée principalement des gaz H et He s est isolée dans le milieu interstellaire et s est effondrée sur elle-même (effondrement dû à l explosion d une super nova?).

60 Exemple de nébuleuse : Orion

61 Le soleil La contraction gravitationnelle au centre dans une nébuleuse telle que celle d Orion a permis d avoir de très hautes températures Dans ces conditions : le démarrage des réactions nucléaires et la naissance du soleil sont devenues possibles.

62 Constitution du système solaire le soleil s est trouvé au centre d un disque géant composé à plus de 90% d hydrogène et d hélium. Contraction du système solaire jusqu à sa taille actuelle : Elévation de la température Au départ le disque était si chaud, qu il était à l état gazeux.

63 A l extérieur du soleil Refroidissement du gaz puis solidification de grains d une taille allant de quelques microns à quelques millimètres avec une composition dépendant de la distance au soleil. Les éléments réfractaires étant dans les parties internes du disque et les éléments légers dans les parties externes.

64 La figure ci-dessous est extraite du livre d André BRAHIC : De feu et de glace Planètes ardentes

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66 Dans ce disque, apparition de grains de taille environ 500 mètres : les planétésimaux. Ceux-ci ont subi de très nombreuses collisions qui ont conduit soit à des dislocations dans le cas de collisions violentes, soit à des corps plus gros dans le cas de collisions douces.

67 A proximité du soleil (température) élevée, la vitesse des éléments légers leur a permis de s échapper des planétésimaux.

68 La succession de collisions entre les planétésimaux donne lieu à des phénomènes d accrétion et de fragmentation. Le disque solaire est devenu un disque d embryons ayant typiquement une taille de quelques centaines de kilomètres. Ces interactions se sont poursuivies et ont conduit aux huit planètes que nous connaissons actuellement.

69 A grande distance du soleil : les températures sont beaucoup plus faibles et l attraction du soleil sur les gaz légers n est pas suffisante pour qu ils soient attirés par le soleil. Les gaz légers peuvent ainsi graviter autour des éléments solides. Ainsi sont nées les planètes géantes.

70 Question : Les planètes géantes ont-elles été formées comme la terre ou résultent elles de la fusion d un immense globule, comme le soleil? L observation de planètes géantes autour d autres étoiles et des simulations numériques ont fait avancer cette étude : On pense qu elles se sont formées, comme les planètes telluriques par agrégation de planétésimaux.

71 Distance au soleil des planètes géantes : Très supérieure à celle des planètes telluriques, donc L attraction du soleil y est beaucoup plus faible La température y est beaucoup plus basse.

72 Elles baignent dans un bain d hydrogène et d hélium qui représentent environ 99% de la masse du milieu interstellaire. Elles ont très vite capturé le gaz environnant pour former les grosses planètes que nous connaissons.

73 La terre et Jupiter Idée initiale : une planète comme la terre, 300 fois moins massive que Jupiter, avait dû être formée avant : moins de matériau à accumuler. Idée contestée : Jupiter a pu collecter rapidement tout le gaz présent sur un noyau résultant d une accumulation de petits planétésimaux.

74 En outre près du soleil, dans les parties les plus chaudes, les matériaux étaient plus rares. Les planètes telluriques se sont donc constituées alors que Jupiter tournait déjà autour du soleil.

75 Le «gros» Jupiter a considérablement perturbé, par son influence gravitationnelle, les planétésimaux les plus proches, empêchant la formation de toute planète entre lui et Mars. Pour la terre Jupiter a été assez proche pour lui envoyer des planétésimaux qui ont contribué à sa croissance et assez loin pour ne pas trop la perturber.

76 Qu apprend on des planètes extra solaires? L observation des planètes extra solaires montre des systèmes différents du nôtre, dans lesquels parfois les planètes géantes sont très proches de l étoile ou se déplacent sur des orbites très elliptiques.

77 En 1995 Michel MAYOR et Didier QUELOZ ont découvert la 1ère exoplanète : Géante gazeuse comparable à Jupiter mais tournant très près de son étoile. Les conditions de température ne lui permettent pas de s être formée près de son étoile.

78 Conclusions : Elle s est formée loin de son étoile puis a migré vers elle. On a ainsi appris que les planètes peuvent se rapprocher ou s éloigner de leur étoile. Leurs interactions mutuelles et leurs interactions avec le gaz interstellaire peuvent conduire à des migrations.

79 La taille de Mars Les modèles de simulation montraient que les tailles des planètes étaient correctes, sauf Mars qui était trop petite. Ces modèles étaient basés sur le fait que le disque de matière autour du soleil équivalait à la distance du soleil à Jupiter. Mais Brad Hansen a montré en 2009 que si ce disque de matière ne s étendait que jusqu à la terre, alors Mars avait la bonne taille.

80 Migration des planètes Alexandro Morbidelli a montré que le disque de matière n a pu être aussi petit que si Jupiter a migré vers l intérieur du système solaire. Les astronomes ont ainsi mis en évidence le fait que les planètes géantes de notre système solaire ne se trouvent pas exactement là où elles se sont formées.

81 Initialement : oscillation autour de positions d équilibre. Puis phénomènes de résonance D où : brutale discontinuité Et variation de leur distance au soleil.

82 Fortes perturbations des petits corps qui gravitent dans les parties extérieures du système solaire Violent bombardement dans toutes les directions, Enfin les planètes géantes ont pris leurs positions actuelles.

83 Cet événement semble avoir eu lieu environ 800 millions d années après la naissance de la terre. La lune en garde des cicatrices qui ont permis de le dater.

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86 Quels dangers pour l humanité? Les planètes n ont pas toujours eu la même position dans le système solaire. Actuellement la position de la terre est relativement stable, compte tenu des forces d attraction dues au soleil, à Jupiter et à la lune dont la masse n est pas négligeable par rapport à celle de la terre.

87 Mais la lune s éloigne de la terre, faiblement certes : un peu plus de 3 cm par an. Sur des millénaires cette variation ne sera plus négligeable et sera susceptible de modifier l orbite de la terre dans le système solaire.

88 Les météorites La masse des petits objets arrivant chaque année sur terre est de l ordre de tonnes. Un météorite de diamètre 1 km aurait des effets dévastateurs. N oublions pas que c est un phénomène de ce type qui amena l extinction des dinosaures. Heureusement l occurrence de ces phénomènes est très rare et, au moins à l échelle humaine, ne devrait pas trop nous inquiéter.

89 Références de cette partie : André BRAHIC, De FEU et de GLACE, Odile Jacob, 2010 Bill BRYSON, une histoire de tout ou presque, Payot, 2010 Jean-François HAÏT, La Recherche, juillet-août 2011