PLANETE TERRE. Leçon N 3: LE SYSTEME SOLAIRE

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1 PLANETE TERRE Leçon N 3: LE SYSTEME SOLAIRE

2 1 LA FORMATION DES ETOILES Du nuage interstellaire au Proto-Soleil, décrivez les processus mis en jeu dans les 4 stades. Donnez leur durée.

3 température ( K) 2 LA SEQUENCE DE CONDENSATION Qu est ce qu un refroidissement adiabatique? Décrivez la séquence de condensation en suivant une trajectoire adiabatique (flèche noire). Quelles conséquences en fonction de la distance au protosoleil pour la composition du disque proto-planétaire? fer, nickel réfractaires feldspath olivine FeS 500 FeO amphibole serpentine eau log P (bars)

4 3 ORGANISATION DU DISQUE D ACCRETION AUTOUR DU PROTO-SOLEIL Quels composants solides se forment en 1, 2, 3 et 4? Quels seront les domaines respectifs des planètes telluriques et des planètes gazeuses? Retenir ce schéma pour l interprétation de la composition des météorites carbonées (Leçon 4) vent coronal vent coronal vent rayons X soleil RX faibles anneau de reconnection region X-Ray disque d'accrétion 4 ligne de gel

5 4 LES RADIOACTIVITES ETEINTES Comment dater l origine des grains dans le nuage pré-solaire? Utiliser la radioactivité éteinte 26 Al 26 Mg + e- + g (1.8 MeV, demi-vie : 0,72 Ma) sachant que 26 Al/ 27 Al = ? Tracez la courbe de variation de 26 Al/ 27 Al en fonction du temps pour 4 demi-vies

6 5 LA STRUCTURE INTERNE DES PLANETES TELLURIQUES La structure interne des planètes se déduit de leur densité globale. Quelles causes pourraient expliquer les différences observées? MERCURE VENUS TERRE LUNE mass ( kg) densité kg dm MARS JUPITER atmosphère silicate metal

7 6 EXPLIQUEZ LA COMPOSITION ISOTOPIQUE D/H DE LA TERRE distance héliocentrique (AU) glace du milieu interstellaire froid argiles f=(d/h) H2O/ (D/H) H GAZ grains grains GLACE comètes grains LL3 chondrites f D / H H 2 D / H H 2 O 5 TERRE chondres âge (en années)

8 PLANETE TERRE Leçon N 4: COMETES ET METEORITES

9 1 COMPOSITION DE LA NEBULEUSE PRESOLAIRE Pourquoi les teneurs sont-elles rapportées à Si? Comparez les teneurs de Si et Zr. Qu en déduisez-vous quant à la composition de la nébuleuse pré-solaire?

10 2 LES RADIOACTIVITES ETEINTES Anorthite: Si 2 Al 2 O 8 Ca 26 Al 26 Mg + e g t 1/2 = yrs = / yr. Interprétez le diagramme ci-contre : Même composition que l anorthite: Si 2 Al 2 O 8 Ca

11 3 VARIATIONS DES ISOTOPES DE L OXYGENE ( 18 O, 17 O, 16 O) Calculez la pente des deux courbes. A quoi est due cette différence de pente?

12 4 LA COMPOSITION DES METEORITES, COMETES ET PLANETES Reprendre les exercices de la Leçon 3 sur la séquence de condensation et la structure du disque d accrétion protoplanétaire. A l aide du graphe ci-contre expliquez la place des différents types de météorites dans le disque d accrétion. Que signifie l association CAIchondrule-matrice carbonée commune aux chondrite CI?

13 5 SYSTEME SOLAIRE, MILIEU INTERSTELLAIRE Soleil Terre 1 Mars Jupiter ceinture d'astéroïdes Saturne 1 10 HELIOSPHERE Neptune Pluton Héliopause ceinture de Kuiper LIMITE CHOC VENT SOLAIRE 10 nuage de Van Oort MILIEU INTERSTELLAIRE centaure 6 10 AU Les distances sont mesurées en unités astronomiques (AU). Combien de km dans 1 AU? - Définissez l héliopause et le choc du vent solaire. - Que représente le nuage de Van Oort?

14 6 LES DIFFERENTS TYPES DE METEORITES CHONDRITES : 85% ACHONDRITES : 10% METEORITES DE FER 3.5% Donnez la définition des différents types de météorites (recherche internet aisée). METEORITES PIERRE-FER : 1.5%

15 7 EXPLIQUER LES DIFFERENCES ENTRE CES CHONDRULES

16 7 LA FORMATION DES CHONDRITES poussières dans le gaz interstellaire chauffage et évaporation gaz et particules résiduelles dans la partie interne de la nébuleuse pré-solaire A l aide de ce schéma, expliquez comment la composition complexe de chondrites est acquise. fusion par chauffage brutal production de chondrules mélange de poussières et gaz non chauffés. recondensation des éléments volatils CAI's séparées du gaz collisions irradiations? chondrules matrice carbonée Ca-Al inclusions (CAI's) corps chondritique parental métamorphisme et brèchiation par collisions et chauffage météorite chondritique

17 PLANETE TERRE Leçon N 5: LA TERRE PRIMITIVE HADEEN

18 1 LA FORMATION DU NOYAU Comment utilise-t-on les valeurs de e W pour mesurer le temps nécessaire à la différenciation du noyau? w W / W n W / W echantillo W / W s tandard s tandard 10 4

19 2 L OCEAN MAGMATIQUE GENERALISE Le stade de l océan magmatique généralisé est admis maintenant sur la base de la distribution isotopique Hf/W et Sm/Nd. Quelles étaient les sources de chaleur durant la période d accrétion de la Terre? Comment cette chaleur était-elle évacuée vers le cosmos (utiliser les 2 schémas ci-contre)?

20 3 LE CHRONOMETRE Sm/Nd 146 Sm 142 Nd + a 2+ + v, demi-vie: 103 Ma. En combien de temps la teneur en 146 Sm devient-elle égale à 5% de la teneur initiale?

21 4 DUREE DE L OCEAN MAGMATIQUE GENERALISE Nd se concentre dans les magmas tandis que Sm «préfère» les silicates solides. Les chondrites CI qui représentent la composition de la Terre primitive sont moins riches en 142 Nd que les roches magmatiques venant de la fusion partielle du manteau supérieur (écart de ). Expliquez l origine de cette différence.

22 5 LA CRATERISATION DE LA LUNE L âge relatif des surfaces de la Lune dépend de l histoire de la cratérisation. 1) Pourquoi la cratérisation est-elle plus intense sur les «highlands»? 2) Quel est le plus grand cratère (ou bassin) visible sur la Lune? 3) A quel moment se sont formés les «mare»?

23 6 LE PROBLEME DU FER Les différents types de chondrites (voir Leçon 4) ont des compositions distinctes dans le système fer combiné fer métallique. Que déduit-on du graphique cicontre?

24 7 LA CROÛTE DE LA LUNE croûte anorthositique océan magmatique manteau inférieur Quel processus conduit à la formation de la croûte anorthositique et aux cumulats pyroxéniques? Comment sit-on que ces cumulats que l on ne voit pas à la surface de la Lune existent en profondeur? basaltes riches en Ti basaltes KREEP gabbros etanorthosities cumulats pyroxéniques