Chapitre 1. La Terre dans l Universl. 1-2 La composition chimique du système solaire

Transcription

1 Chapitre 1 La Terre dans l Universl 1-2 La composition chimique du système solaire

2 Il n y aura pas cours le jeudi 12 octobre (la semaine prochaine)

3 Le tableau de Mendeleiev

4 Classer les éléments selon leur affinité avec les diverses enveloppes des planètes (Goldschmidt) Sidérophile = dans le fer (noyau) Lithophile = dans les silicates (croûte + manteau) Chalcophile = dans les sulfures Atmophile = das l atmosphère

5 Le tableau de Mendeleiev + Goldshmidt

6 Températures de condensation (P=10-4 bar) Réfractaire > 1400 K K K < 800 K

7 Composition du système solaire = composition du Soleil (99,9% masse) (analyse spectroscopique de sa lumière re) Prédominance de H, puis He Allègre, 1992

8 Chapitre 1 La Terre dans l Universl 1-3 Idées simples sur la nucléosynth osynthèsese et l él évolution des étoiles

9 Et avant la formation de la Terre et du système solaire? Le Big Bang date d environ d 14 Ga (résultat récent r du satellite MAP: 13,7± 0,2 Ga) Le système solaire se construit il y a 4,5 Ga à partir des éléments formés s dans les étoiles (fusion, absorption de nucléons, décroissance radioactive) et dispersés s lors des explosions de supernova

10 Au tout début (ou plutôt ce que nous pensons être au début) Energie Le Big Bang : expulsion d énergie dans toutes les directions Expansion et refroidissement; atomes formés grâce à la conversion d énergie en masse. E = mc 2 (énergie = masse x vitesse lumière 2 )

11 Formation des Galaxies Etoiles et galaxies formées lors du Big Bang continuent de s écarter du centre de l explosion initiale.

12 La nébuleuse solaire Paquets de gaz et de poussières s accumulent, Formant des gros nuages de nébuleuse. Poussières et gaz se rassemblent dans le disque équatorial. Les réactions nucléaires engendrent le Soleil La matière se sépare en anneaux à des distances particulières du centre (Soleil) : loi de Bode. La matière se rassemble en planètes.

13 Formation et évolution d une d étoile Effondrement gravitaire d un d nuage de gaz et de poussières Echauffement -> rayonnement et fusion (réactions thermonucléaires) -> énergie considérable

14 1) La fusion de H en He se produit dans les zones externes de notre Soleil (actuel) 2) Les éléments légers l sont brûlés (Li, Be,, B) 3) En profondeur fusion de He pour former C,N,O (Soleil) 4) Fusion de C,N,O, pour former Mg,Ca,Si 5) on va ainsi jusqu au Fe (max. de stabilité) 6) au delà de Fe absorption de neutrons par les noyaux

15 Chapitre 1 La Terre dans l Universl 1-4 Idées simples su la formation du système solaire

16 Débuts du système solaire: l hypothèse des protoplanètes tes Formation à partir de l effondrementl gravitationnel d un d nuage de poussières et de gaz en rotation (donc aplati par la force centrifuge). La plupart de la masse est concentrée au centre; les parties externes sont turbulentes. Des instabilités s déclenchent d la condensation.

17 Débuts du système solaire: l hypothèse des protoplanètes tes La plupart de la masse se condense au centre (Soleil).. Les tourbillons récoltent r la matière à l échelle métriquem trique; ; les petits corps (planétésimes) croissent et s agrègent gent par collision, et deviennent de grands agrégats gats de gaz et de matière re. Les protoplanètes tes,, plus grandes que les planètes actuelles,, se sont contractées es.

18 Evolution du système solaire

19 Evolution du système solaire

20 Evolution du système solaire

21 Evolution du système solaire

22 Chapitre 1 La Terre dans l Universl 1-5 Séquence S de condensation et zonation chimique héliocentriqueh

23 La condensation du matériel planétaire Equilibre gazeux (g) 2H 2 (g) + O 2 (g) <-> 2H 2 0(g) La loi d action d de masse relie les pressions partielles : H20 /P H2.P O2 = K(T,P) P 2 H20 /P 2 H2.P O2 La condensation introduit des phases solides (s), par exemple l olivine l magnésienne (forst( forstérite) Mg 2 SiO 4

24 On peut écrire de la même m me façon: 2Mg 2 (g) + SiO(g) + 3H 2 O(g) <-> Mg 2 SiO 4 (s) + 3H 2 (g) Résolution (lourde) des équations (toutes les phases, tous les éléments, toutes les espèces chimiques) pour T décroissant: d Prédiction de la séquence s de condensation

25 Séquence de condensation des différents minéraux à partir de la nébuleuse solaire Hypothèse: refroidissement adiabatique d un gaz de composition solaire

26 Séquence de condensation Fer=noyau, silicates=manteau

27 Chapitre 1 La Terre dans l Universl 1-6 L apport L des météoritesm

28 Petits corps: astéro roïdes et météorites: liens avec la composition du système solaire et des planètes l astéroïde Ida une chondrite une météorite de fer

29 1) Phase chaude: formation des chondres 2) Basse température: agglomération des solides, poussières, chondrules refroidis 3) Agglomération du corps météoritique parent 4) Fragmentation

30 Les météorites m SNC Ages jeunes (160 à 600Ma) -> volcanisme récent Ages d expositiond cosmique jeunes (quelques Ma) -> planète proche La météoritem de Nakhla et celle d Allan Hills

31 Les météorites m SNC: des fragments de Mars sur Terre

32 On retrouve l atmosphl atmosphère martienne

33 Chapitre 1 La Terre dans l Universl 1-7 Un petit tour des planètes - planétologie comparée (importance des missions spatiales)

34 Cratères res et faille chevauchante sur Mercure

35 Vénus: images optique et radar

36 VENUS

37 Maat Mons, le plus grand volcan bouclier sur VénusV (image radar de Magellan)

38 Dômes de lave

39 Mars et ses satellites

40 Mars est une planète qui a (ou a eu): Du volcanisme de l eau (érosion, iles,, et réseau fluviatile) Des glissements de terrain des calottes glaciaires (CO 2 )

41 OLYMPUS MONS : 23 km height, 600 km diameter

42 Accélération de la pesanteur sur Mars 1/3 de la Terre Altitude de 23 km sur Mars 23/3 sur Terre 8 km (volcan Kilauea, Hawaii)

43 Jupiter a son système de «planètes telluriques» Io Callisto Europa Ganymède (résolution comparée: : Voyager/Galileo)

44 Jupiter a porté les marques des impacts multiples de la comète fragmentée Shoemaker-Levy