LICENCE DE GEOGRAPHIE. Formation du système solaire. Université de Paris 8 octobre 2009

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1 LICENCE DE GEOGRAPHIE Formation du système solaire Eric Gilli Université de Paris 8 octobre

2 Le système solaire

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4 Organisation de notre Système Solaire Les planètes telluriques Mercure Vénus Terre Mars Les planètes géantes (ou planètes gazeuses) Jupiter Saturne Uranus Et le Neptune reste - Pluton et Charon - Une barrière d astéroïdes située entre Mars et Jupiter.

5 Les étoiles naissent, vivent et meurent Nébuleuse d'orion pouponnière d'étoiles 1500 AL supernovae mort explosive cataclysme pléiades, amas ouvert étoiles jeunes 400 AL Soleil, étoile adulte une parmi dautres d'autres amas globulaire étoiles vieilles après la mort explosive les restes se diluent : Nébuleuse du crabe 6000 AL

6 Notre galaxie voisine, g, Andromède

7 Si cette galaxie était la voie lactée nous serions environ là!

8 La galaxie M101

9 La galaxie M101

10 Théorie de la nébuleuse E. Gilli Géographie 09/12/

11 Le Soleil et les planètes se sont formés à partir d un mmense nuage en rotation appelé nébuleuse solaire. Le système solaire est né d un immense nuage de poussière et de gaz en contraction. La nébuleuse se contracte sous son propre p poids formant le protosoleil au centre. La contraction gravitationnelle du nuage augmente la température ( contraction de Kelvin Helmholtz). ) Lorsque le centre devient assez chaud, des réactions nucléaires débutent t dans le noyau en contraction.

12 La formation du système solaire 1: Nébuleuse solaire se forme

13 2: Formation du protosoleil

14 On retrouve des étoiles très jeunes dans les nébulosités poussiéreuses. Les étoiles T Tauri sont encore enveloppées des nuages de gaz et de poussières dont elles sont nées.

15 Le système solaire est né d un immense y nuage de poussière et de gaz en contraction.

16 E. Gilli Géographie générale 09/12/

17 E. Gilli Géographie 09/12/ Chute des grains et formation d un disque protoplanétaire Les grains, en frottant contre le gaz, tombent dans le plan équatorial du disque protoplanétaire. Les grains sont symbolisés par les points noirs, et le gaz est en bleu. Les grains de tailles différentes chutent à des vitesses différentes (propriété du frottement contre le gaz). Les plus gros corps sentent donc un "vent de face" et accumulent par collage de surface les plus petits corps qu'ils balayent sur leur passage.

18 Les chondrites carbonées sont des vestiges de la première phase de condensation de la matière du disque protoplanétaire. Environ 5% de la masse des CC est constituée d éléments organiques Environ 5% de la masse des CC est constituée d éléments organiques riches en carbone.

19 Région de formation stellaire

20 Autres systèmes solaires en formation Disques protoplanétaires dans la nébuleuse d Orion dorion

21 3: Phase d accrétion formant les planétésimaux

22 Formation des planétésimaux E. Gilli Géographie 09/12/ ypothèse actuelle : u sein du disque de grains, es tourbillons créent ocalement des surdensités. a gravité permet la aissance de corps ilométriques, les lanétésimaux On suppose que les planétésimaux ressemblaient aux astéroïdes connus aujourd hui

23 Des planétésimaux aux protoplanètes E. Gilli Géographie générale 09/12/ Effet boule de neige : le plus gros attire les plus petits. Corps de taille kilométrique

24 Les planétésimaux s assemblent en en embryons de planètes de 1000 km de diamètre.

25 4 et 5: Formation des planètes rocheuses et gazeuses

26 Exemple de collision : Mars + Terre = Lune E. Gilli Géographie 09/12/

27 Les planètes atteindront leur taille définitive, comprise entre et km, en 100 millions d années années.

28 Lois de Kepler prévoient une planète tellurique entre Mars et Jupiter ceinture d astéroïdes

29 disque de planètes E. Gilli Géographie 09/12/ soleil disque de gaz chaud refroidissement, condensation frottements, classement disque de grains accrétion disque de planétésimaux fin d accrétion disque de protoplanètesp collisions

30 Le Soleil Sa température externe, de 5770 k qui produit un rayonnement dans le jaune (la température centrale n'est que de 16 millions de degrés kelvin!). Son diamètre est tde , km pour une masse de tonnes. Sa densité n'est que de 1,41. (l'eau ="1"). Sa masse est constituée de 25% d'hélium et de 75% d'hydrogène, les autres éléments sont à l'état de traces. Actuellement seul de l'hélium est synthétisé par le soleil. Ce n'est nest que dans 5 milliards d'années que la phase suivante débutera (géante rouge).

31 Le Soleil vu par Skylab

32 Les trois types d objets sphériques du système solaire Jupiter et Saturne Telluriques Ganymédiens Joviens Gaz Glaces Roches Métaux Hydrogène et hélium liquide Hydrogène métallique Roches / métal / glaces Roche et glaces Uranus et Nept

33 Comparaison des diamètres Telluriques (Terre) Joviens (Jupiter) Ganymédiens (Ganymède)

34 Les planètes telluriques

35 La Terre Distance moyenne au soleil : 149,6 millions de km (ou 1 U.A.) Inclinaison axe de rotation : 23,5 Inclinaison de l'orbite : 23 00' Diamètre : km (soit 100%) Masse : kg Densité : 5,5

36 La Lune Distance moyenne e à la Terre e : km Diamètre : 3470 km Densité : 3,5 Température au sol (face éclairée) : de +100 C à -50 C Température au sol (face cachée) : -150 C Pas d atmosphère

37 Mercure

38 Venus vue par galileo en 1990

39 Mars vue par Hubble en juin 1997

40 Les planètes Joviennes

41 Jupiter

42 Saturne

43 Uranus

44 Neptune

45 Pluton et Charon vues par Hubble

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47 L avenir de notre Système Solaire? - A très long terme La mort du Soleil - Amo moyen enterme. La Terre aura brûlé toute son énergie interne. - A court terme. L'homme est une espèce particulière qui n'évolue plus dans les conditions naturelles de la planète Terre.

48 La Terre

49 un beau clair de Terre

50 L Hadéen: de -4,56 à -4,016 Ga, les débuts de la Terre Aucun vestige rocheux actuel. Poussières cosmiques, astéroïdes, météorites et planétoïdes se sont entrechoqués et agglomérés pour former la Terre primitive. Les météorites que nous recueillons aujourd hui nous donnent des indications sur l âge et la composition primaire de la Planète.

51 La température devait être très élevée, à cause des chocs de collision et de la dégradation radioactive de certains minéraux (uranium, thorium, potassium) du matériel originel, résultant en un océan de magma. La différenciation par densité de ce matériel en fusion a fait en sorte que le matériel le plus dense (fer, nickel) s est enfoncé vers le centre sous l effet de la gravité pour former le noyau, que le matériel un peu moins dense (minéraux ultramafiques) a formé une épaisse couche autour du noyau, le manteau, et que le matériel le plus léger (minéraux mafiques à felsiques) a formé une mince pellicule externe, la croûte. C est ainsi qu on a obtenu une terre zonée.

52 Les planétoïdes, comètes et astéroides qui ont formé la planète Terre par leur accrétion contenaient toute l eau de notre planète. Après cette accrétion, qui s'est terminéeilya455ga il 4,55 (milliards d années), la Terre a connu une période intense de dégazage qui a libéré l eau sous forme de vapeur par l intermédiaire des volcans.

53 ISUA - Groenland On ne sait trop quand les océans sont apparus, mais on a des évidences de leur présence il y a quelques q 3,8 Ga comme en témoignent les premières roches sédimentaires, des roches qui nécessitent la présence d eau deau pour se former. Le sel provient du lessivage des roches et de la concentration par évaporation de l eau.

54 Aussi longtemps que la température terrestre s est maintenue au- dessus de 100 C, cette vapeur fut gardée dans l atmosphère, créant un effet de serre important. Quand la température est descendue d sous les 100 C, la vapeur atmosphérique a condensé pour former les océans. T > 100 C

55 L EAU Une faible quantité de vapeur d eau est demeurée dans l atmosphère, suffisamment pour maintenir un certain niveau d effet de serre (avec le CO 2 venant aussi des volcans) sans lequel notre planète serait une boule de glace.

56 Au premier regard, la Terre est constituée de 3 parties. Une structure gazeuse : l atmosphère. Une structure liquide L hydrosphère Une structure «solide» : la géosphère

57 Sur cette surface Photo de pillow-lava par Gordon Tribble, U.S. Geological Survey.

58 On observe des montagnes et des volcans

59 Toutes ces manifestations ont un point commun: L énergie thermique de la Terre La Terre se refroidit

60 Les conséquences de ce refroidissement La différenciation de la Terre. L atmosphère et l hydrosphère La lithosphère L asthénosphère Le noyau liquideid La graine solide

61 Structure interne de la Terre

62 La Terre : un système thermodynamique actif

63 un champ magnétique

64 La dynamique interne Conduction thermique La Lithosphère L asthénosphère en convection Noyau liquide en convection Graine solide La convection QuickTime et un décompresseur Codec YUV420 sont requis pour visionner cette image.

65 La tectonique des plaques est à l origine de la formation des montagnes, des séismes, et de crises volcaniques,

66 Une image de la subduction

67 Les courants de convection affectent aussi l atmosphèr

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