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1 Cycle «Des planètes et des étoiles» : quatre conférences 1 Le système solaire - description 2 Formation du système solaire 3 Vie et mort des étoiles 4 La vie ailleurs 1 F. Soso 2006

2 2 Formation du système solaire Rappel des aspects du système solaire. Composants du système : éléments légers, l éléments lourds. Comment les éléments se sont rassemblés, s, ou volatilisés. s. Conditions privilégi giées sur la Terre. 2 F. Soso 2006

3 Planètes telluriques 3 F. Soso 2006

4 Planètes gazeuses 4 F. Soso 2006

5 Soleil Familles de planètes Astéroïdes 1-4 planètes telluriques, petites, denses (fer et roche), chaudes ; - tournent lentement ou pas du tout autour de leur axe, - peu de satellites, - pas de champ magnétique. 5-8 planètes gazeuses géantes, g enveloppées es d hydrogd hydrogène (H 2 ) et d Hélium (He), froides, peu denses ; - ont une grande vitesse de rotation, des anneaux et beaucoup de lunes. 9 caillou, Pluton 5 F. Soso 2006

6 Tailles et distances Diamètres terrestres Distance du Soleil u.a. Mercure Venus Terre 1 (= km) 1 (= 150 M km) Mars Jupiter 11 5 Saturne Uranus 4 20 Neptune 4 30 (Pluton) 0.2 (40) Lune Soleil F. Soso 2006

7 Températures Diamètres terrestres Températures ( C) Mercure /-180 Venus Terre 1 (= km) +50/-80 Mars 0.5 0/-80 Jupiter Saturne Uranus Neptune (Pluton) 0.2 (-220) Lune / Soleil F. Soso 2006

8 Une grande diversité Mais à l origine, quels matériaux trouve t-on t dans l espace? l Allons à la pêche avec un grand filet. 8 F. Soso 2006

9 On trouve essentiellement 6 éléments : Sur quelques atomes : sont d hydrogd hydrogène sont d héliumd 7 sont d oxygd oxygène 3 sont de carbone 1 est d azoted ~1 est de néon H He O C N Ne << 1 autres éléments (Mg, Si, S, Fe, ) 9 F. Soso 2006

10 Six éléments On les retrouve dans la composition - du Soleil, - des planètes géantes, g - des comètes, - du corps humain, - et des liquides plus répandus. r 10 F. Soso 2006

11 Les liquides Solide liquide liquide gaz H He O H 2 O NH 3 0 o C -78 o C 100 o C -33 o C C N CH o C -161 o C Ne CO 2-78 o C Gaz S H 2 S -83 o C -60 o C Si SiO o C 11 F. Soso 2006

12 Origine des éléments Quelle est l origine l des éléments chimiques? Pour l hydrogl hydrogène et l hélium, l lium, on peut invoquer la théorie du Big Bang. Mais pas pour les autres 12 F. Soso 2006

13 Le Big Bang (-( 15.4 milliards d annd années) Après s 3 minutes : - les protons et neutrons peuvent former des noyaux atomique simples ( => 75% d Hydrogd Hydrogène, 25% d Hélium). d - il fait trop froid ( T ~ 1 million o C ) pour la formation de noyaux plus complexes, et trop chaud pour que les électrons se fixent aux noyaux. Après s ans ( T ~ o C ) : - les électrons complètent les atomes, et la lumière peut se propager dans l espace l ( fiat lux ). 13 F. Soso 2006

14 L atome le plus simple (N = 1) Hydrogène 1 H 1 Proton Deutérium 2 H 1 Tritium ( Isotopes ) 3 H 1 Neutron Électron 14 F. Soso 2006

15 Hélium (N = 2) Hélium (ne tient pas!) Hélium 4 He 2 Proton Neutron Électron Produits du Big Bang : Hydrogène ( 75% ) Hélium ( 25 %) 15 F. Soso 2006

16 Big Bang, la suite. Après s ~ 1 milliard d années, l H H et l He l se condensent en nébuleuses, et naissent les étoiles de 1ère 1 génération Omniprésent : le mouvement de rotation 16 F. Soso 2006

17 Taille des étoiles Masses solaires (Soleil) Luminosité Durée e de vie (années) milliards 125 milliards 10 milliards 1 milliard 80 millions 20 millions ans 17 F. Soso 2006

18 La fin des étoiles (après s avoir brûlé tout l hydrogène du noyau) M > 8 M S Supernova nébuleuse résiduelle (avec éléments lourds) M < 8 M S Géante rouge naine blanche + résidus légers Supernovae : 3 / 100 ans dans notre galaxie, ( => 240 millions de s-novae en 12 milliards d années, de quoi fabriquer des millions de systèmes solaires). 18 F. Soso 2006

19 19 F. Soso 2006

20 La forge des étoiles 20 F. Soso 2006

21 Milky Way => 21 F. Soso 2006

22 Nuage opaque 22 F. Soso 2006

23 Nouveau carrousel => disque proto-plan planétaire Parfois un nuage de poussière, frappé par l onde de choc d une explosion à proximité, se condense à son tour par gravité, en tournant autour d un centre qui se réchauffe. 23 F. Soso 2006

24 Résumé 1ère partie H He De l hydrogl hydrogène et de l hélium l lium se forment à un stade précoce du Big Bang. Par attraction gravitationnelle, les éléments primaires forment des nébuleuses, n et à l intérieur de celles-ci, ci, des étoiles. Les étoiles plus grandes, une fois consommé leur combustible (H), collapsent (implosion + explosion), produisant tous les autres éléments chimiques. 24 F. Soso 2006

25 Résumé 1ère partie Le produits des explosions, toujours riches en H et He, peuvent se condenser à leur tour, en produisant un disque proto-plan planétaire, au centre duquel un, ou deux, soleils commencent à briller. Autour du soleil, de corps de toute taille : astéro roïdes, comètes, planètes et satellites. 25 F. Soso 2006

26 Il y a 4.8 milliards d annd années le Soleil entre en activité. Le centre du disque atteint le seuil de la fusion nucléaire de l hydrogl hydrogène ( 4 H => He-4 4 ) ~ 10 millions de degrés et 100 million d atmosphd atmosphères. Conséquences - Les planètes plus proches du Soleil (Mercure, Venus, la Terre et la Lune, Mars), sous l action l de la chaleur *, sont privées des composants plus légers l ( H, He, H 2 O, etc.). - Le vent solaire commence à repousser le gaz interplanétaire taire vers la périphp riphérie rie du système. * Constante solaire 1.35 kw/m 2 26 F. Soso 2006

27 Le vent solaire 27 F. Soso 2006

28 Conséquences quences Les planètes plus éloignées, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune : - ont plus de temps pour accroître leur masse (avant que le gaz interplanétaire taire ne soit éloigné) ) ; - ont des températures beaucoup plus basses, de -150 à -200 C, et retiennent les composants volatiles (H, He). - Uranus et Neptune sont plus petites; les collisions sont plus rares; il fait plus froid. 28 F. Soso 2006

29 Conséquences quences A un certain moment ( après s ~100 millions d annd années? ) le processus d accrd accrétion des planètes cesse : - il n y n y a plus de gaz interplanétaire taire - il n y n y a plus, ou bien moins, d impacts d de météorites et de comètes. Les restes, des boules de sable et glace, vont s accumuler à la périphp riphérie rie du système solaire, à des centaines d u.a. d : ceinture de Kuiper et nuage d Oort, d réservoirs r de comètes. 29 F. Soso 2006

30 Perte d un d gaz de la part d une d planète Vitesse de libération = vitesse minimale pour qu un un objet puisse quitter le champ gravitationnel d un d astre : 30 F. Soso 2006

31 Perte d un d gaz de la part d une d planète Vitesse de libération = vitesse minimale pour qu un un objet puisse quitter le champ gravitationnel d un d astre : Mercure 4.2 km/s Venus 10.3 km/s Terre 11.2 km/s Mars 5 km/s Lune 2.4 km/s Jupiter 59.5 km/s Saturne 35.5 km/s Uranus 21.3 km/s Neptune 23.7 km/s Soleil 620 km/s 31 F. Soso 2006

32 Vitesse moyenne <v> des molécules d un gaz à 25 o C : 32 F. Soso 2006

33 Vitesse moyenne <v> des molécules d un gaz à 25 o C : <v> H 2 (2) 1.8 km/s He (4) 0.7 km/s N 2 (28) 0.47 km/s O 2 (32) 0.35 km/s <v> H 2 O (18) 0.59 km/s CO 2 (12+32) 0.4 km/s CO (28) 0.47 km/s CH 4 (16) 0.6 km/s Quand 6 x vitesse moyenne dépasse la vitesse de libération ( pour une planète donnée), le gaz finit par s échapper de la planète; et le liquide correspondant s évapore et s échappe aussi. 33 F. Soso 2006

34 Exemple de l hydrogl hydrogène 1. H à 6000 degrés s (Soleil( ) <v> = 11.5 km/s = 600 km/s v e 2. H 2 à 1000 o C (ionosph( ionosphère) <v> = 5.4 km/s = 11.2 km/s v e 3. H 2 à -100 o C ( Saturne ) <v> = 1.1 km/s = 35.5 km/s v e { Un gaz quitte une planète quand 6 <v> excède v e } : l hydrogène peut quitter la Terre, mais non Saturne ni le Soleil. 34 F. Soso 2006

35 Résumé 2ème partie Le Soleil «s allume»,, tandis que les proto-plan planètes s agrégent gent pour former des planètes. Le vent solaire commence à éloigner le nuage de gaz. La pluie de météorites m diminue. Les planètes se refroidissent. Les planètes plus grandes et plus froides retiennent l H H et l He, l tandis que les planètes plus chaudes et plus petites en sont privées. 35 F. Soso 2006

36 Le résultat r - Structure de la Terre 36 F. Soso 2006

37 Composition de Jupiter, hydrogène gazeux, liquide, métallique m glace, noyau. 37 F. Soso 2006

38 Composition de Neptune, hydrogène, hélium, h méthane m eau, ammoniaque, méthane m noyau 38 F. Soso 2006

39 Le Soleil, 98% de la masse du système. Noyau (~ 10% de l H l H ) densité = 150 (eau=1) T = 16 millions o C P = 100 M atmosphères zone de radiation densité = 1 T = 2,5 millions o C zone de convection T = 2 millions o C photosphère T= 5700 o C 39 F. Soso 2006

40 Caractéristiques ristiques du Soleil Consommation d hydrogd hydrogène: 100 millions de tonnes/sec Quantité d hydrogène dans le noyau => 10 milliards d années de consommation Puissance émise : Watt (26 zeros) Vers la Terre : W ( dont 60% réflr fléchis vers l espace). l ( A l origine l : - 10% ) ( Dans un milliard d annd années : + 30% ) 40 F. Soso 2006

41 La Terre : un endroit bien particulier La Terre se trouve juste dans la zone habitable du système, là où des températures entre 0 et 100 C consentent la présence d eau d à l état liquide, de glace ou de vapeur. ***** Mars et la Lune sont trop petits (et légers), Mercure et Venus sont trop chauds. 41 F. Soso 2006

42 La biosphère : air, eau, sol (quelques km d éd épaisseur ) 42 F. Soso 2006

43 La Terre : un endroit très s particulier Grand noyau de fer solide et en fusion : Températures entre C ( «zone habitable» ) Axe de rotation incliné,, stabilisé par la Lune Atmosphère, avec oxygène - champ magnétique, - chaleur interne, - tectonique des plaques, - volcans et éruptions Eau à l état liquide, solide et de vapeur Saisons, stabilité climatique - Couche d ozone d (15-30 km) - Chimie de la vie (avec C et H) 43 F. Soso 2006

44 44 F. Soso 2006

45 La Terre : une planète vivante : rien n est n statique, mais tout tourne en équilibre 70% de mers, 30% de terres Cycles de toutes les substances essentielles Présence de vie? - Diversité biologique, - Climat mitigé Eau, oxygène, carbone, CO 2 Production et maintien de l Ol 2 atmosphérique (aucune autre planète te ) 45 F. Soso 2006

46 L eau, magique. - Une grande abondance - Une grande transparence - Une énorme capacité thermique - Une tension superficielle suffisante à la faire remonter en haut de plus grands arbres par capillarité - Une glace 10% plus légère l que le liquide - Le meilleur pouvoir solvant - Siège de toutes les réactions r biochimiques (70% d eau d dans nos cellules) 46 F. Soso 2006

47 FIN 47 F. Soso 2006

48 48 F. Soso 2006

49 L aspect des planètes 49 F. Soso 2006

50 H-R diagram 50 F. Soso 2006

51 Voie lactée e 1 51 F. Soso 2006

52 52 F. Soso 2006

53 53 F. Soso 2006

54 La nébuleuse n en Tête de Cheval 54 F. Soso 2006

55 55 F. Soso 2006

56 Système solaire Température ( C) Atmosphère Mercure +430/ Venus 465 CO 2 (90 atm) Terre +50/-80 78% N % O 2 Mars 0/-80 CO 2 (0.01 atm) Jupiter -150 H 2 + He Saturne -170 H 2 + He Uranus -200 H 2 + He Neptune -210 H 2 + He (Pluton) -220 CH 4 Lune +105/ Soleil % H % He 56 F. Soso 2006

57 Condensation Bêta - Pictoris Nébuleuse proto-plan planétaire 57 F. Soso 2006

58 Disque protoplanétaire taire 58 F. Soso 2006

59 59 F. Soso 2006

60 Le vent solaire (vu par Soho) 60 F. Soso 2006

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