L eau dans l Univers : du Big-bang à votre verre. Stage- Observatoire

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1 L eau dans l Univers : du Big-bang à votre verre Histoire d eau et de poussière François Sibille Académie des Sciences, Belles-lettres et Arts de Lyon Association Séléné Stage- Observatoire 16 mars 2016

2

3 Tableau périodique des éléments juste après le Big-bang 75% 25%

4 Et après quelques dizaines de millions d années

5 Et après quelques centaines de millions d années

6 De l hydrogène et de l oxygène : tout pour faire de l eau H 2 O Qui apparait très tôt dans l histoire de l Univers

7 Transmission de l atmosphère Visible IR proche IR lointain Radio 7

8 Un «quasar» très humide : APM Seulement 1,7 milliard d années après le Big-bang Tel qu il apparaît en rayons X Concept «artistique» images NASA

9 De l hydrogène et de l oxygène : tout pour faire de l eau H 2 O Qui apparait très tôt dans l histoire de l Univers Mais comment observer des objets à 12 Milliards d années lumière de nous?

10 Mirage gravitationnel : un télescope géant, naturel et gratuit

11 Mirage gravitationnel : un télescope géant, naturel et gratuit HST HST Beaucoup d années lumière

12 Mirage gravitationnel : un télescope géant, naturel et gratuit HST HST Beaucoup d années lumière

13 MILIEU INTERSTELLAIRE (MIS) DIFFUS Gaz raréfié : 10 atomes / cm 3 Pas très froid : 100K 75% H 24 % He, 1% Traces C, N, 0 etc. Atomes «lourds» Fabriqués dans les étoiles Diffusés dans le milieu (-173 C) MIS = 50% de la masse d une galaxie Mais trop dilué pour former des molécules Très inhomogène

14 Les nuages denses Alias : Nuages moléculaires 1000 à atomes/cm 3 Rassemblement par la gravité «Nuages» Années lumière Masse du Soleil Equilibre hydrostatique Sir James Hopwood JEANS( )

15 Et la poussière! Petits grains : ~ 1 micron Suie (graphite) Poussière de roche (Silicate) Composant mineur : < 1% de la masse du Milieu interstellaire 1 grain pour atomes Rôles très importants en Astrophysique

16 Et la poussière! Petits grains : ~ 1 micron Suie (graphite) Poussière de roche (Silicate) Composant mineur : < 1% de la masse du Milieu interstellaire 1 grain pour atomes Rôles très importants en Astrophysique Mais d abord : d où viennent ces grains?

17 Représentation traditionnelle!

18 Les étoiles vieillissantes empoussièrent l espace Bételgeuse Image du disque par interférométrie au VLT Première historique Première image du disque D une étoile autre que le Soleil image : Xavier Haubois (Observatoire de Paris) et al. 2 cm à 200 km

19 Les étoiles vieillissantes empoussièrent l espace Bételgeuse ( Orionis) Image du disque Par interférométrie au VLT st35gm04n26_i1blm image : Xavier Haubois (Observatoire de Paris) et al. 2 cm à 200 km Simulation numériques par Bernd Freytag (CRAL-ENSL) très accéléré : épisode de 7 ans

20 Les étoiles vieillissantes empoussièrent l espace coronographe Bételgeuse, l étoile masquée par «Coronographie»

21 Trainée de poussière derrière l étoile géante MIRA ( o Ceti)

22 Rôles de la poussière Agent rougissant : Coucher de Soleil Absorbe plus le bleu que le rouge Transparent à l infrarouge Agent refroidissant : Par émission de photons infrarouges

23 Rayonnement de la poussière dans l infrarouge

24 PAH 100 atomes Rayonnement de la poussière dans l infrarouge

25 Très petits grains chauffés transitoirement Rayonnement de la poussière dans l infrarouge

26 Rayonnement de la poussière dans l infrarouge Gros grains K

27 RETOUR AU MILIEU INTERSTELLAIRE DENSE

28 Nuages denses : Complètement opaques Très froids : 10K (-263 C) Grains à l abris des UV Très froids K Chimie dans les nuages denses : molécules.com

29 Les atomes du gaz se collent à la surface des grains C H O C H O H H N C N H N C H C N O O H N C H N H O H O C H N

30 Adsorption + Formation de molécules couche de glace Croissance des grains CO H 2 O CO 2 OH H 2 O OH H 2 NH 3 CO H 2 O NH 3 OH CO 2 H 2

31 Adsorption + Formation de molécules couche de glace Croissance des grains CO H 2 O CO 2 OH H 2 O OH H 2 NH 3 CO H 2 O NH 3 OH CO 2 CH 3 -CH 2 -OH alcool éthylique H 2

32 Adsorption + Formation de molécules couche de glace Croissance des grains CO H 2 O CO 2 OH H 2 O OH H 2 NH 3 CO H 2 O NH 3 OH CO 2 CH 3 -CH 2 -OH alcool éthylique H 2 Alanine Acides aminés Briques des protéines Glycine

33 Quand un grain sort du nuage Turbulences Retour du grain au milieu diffus Les étoiles le réchauffe Sublime la glace Photodissociation des molécules : H photon UV OH + H Autre scénario possible

34 The_Process_of_Triggered_Star_Formation(co nverted).avi Démarrage auto Fragmentation du nuage Collapse des fragments Formation d un groupe de nouvelles étoiles

35 Amas des Pléiades

36 Retour sur l effondrement d un fragment

37 m m V r = Moment cinétique d une particule x CG r V

38 m m V r = Moment cinétique d une particule x CG r V m V r = Moment cinétique d un fragment

39 m m V r = Moment cinétique d une particule x CG r V m V r = Moment cinétique d un fragment Conservation de m V r solar_system_cloud_collapse_avi.mpg

40 L essentiel de la masse va dans l étoile : nouvel équilibre hydrostatique Le reste va dans un disque en orbite autour de l étoile Le disque «absorbe» le moment cinétique Le disque refroidit et «coagule» en planètes jpl-formation-ss-from-disk-ssc v2_full.avi image NASA/ESA Vidéo JPL/NASA

41

42

43 Sec Un peu d eau Beaucoup de glace T>1000 K Température décroissante T <100K Planètes telluriques : Mercure Vénus Terre Mars Planètes joviennes : Jupiter Saturne Uranus Neptune Ceinture de Kuiper Réserve des noyaux de comètes

44 Solide (glace) Pression Les états de l eau Liquide 1 atm 0,01 atm Gazeux (vapeur) 0 C 273 K 100 C 373 K Température

45 Solide (glace) Pression L eau à la surface des planètes Liquide 1 atm 0,01 atm x Gazeux (vapeur) 0 C 273 K 100 C 373 K Température Mars

46 Solide (glace) Pression L eau à la surface des planètes x Liquide 1 atm Vénus 0,01 atm x Gazeux (vapeur) 0 C 273 K 100 C 373 K Température Mars

47 Solide (glace) Pression L eau à la surface des planètes Terre x Liquide 1 atm Vénus 0,01 atm x Gazeux (vapeur) 0 C 273 K 100 C 373 K Température Mars

48 Eau de surface :0,02% de la masse de la Terre Toute cette eau est elle d origine? A-t-elle été apportée par des comètes? Ou bien par des astéroïdes?

49 Adsorption + Formation de molécules couche de glace CO H 2 O CO 2 OH H 2 NH 3 H 2 OH H 2 O NH 3 CO H 2 O CO 2 OH Les isotopes de l hydrogène Hydrogène Deutérium Tritium H D (ou 2 H) T (ou 3 H) «Deutération» : D remplace H dans une molécule HO + D HDO (l eau lourde)

50 L origine de l eau sur Terre et l affaire du deutérium Le dosage de l eau lourde des océans donne l abondance du deutérium sur Terre 130 ppm : abondance «Terrestre» 23 ppm : abondance «galactique»

51 L origine de l eau sur Terre et l affaire du deutérium Les météorites ont la même deutériation que l eau de mer L eau à l air d avoir été apportée par les astéroïdes 130 ppm : abondance «Terrestre» 23 ppm : abondance «galactique»

52 L origine de l eau sur Terre et l affaire du deutérium Les comètes du nuage d Oort sont nettement plus deutérées L eau vient des astéroïdes, pas des comètes 130 ppm : abondance «Terrestre» 23 ppm : abondance «galactique»

53 L origine de l eau sur Terre et l affaire du deutérium Deux comètes de la famille de Jupiter ont des abondances «terrestres» L eau viendrait peut-être aussi des comètes de cette famille! 130 ppm : abondance «Terrestre» 23 ppm : abondance «galactique»

54 L origine de l eau sur Terre et l affaire du deutérium Tchuri est trois fois plus deutérée que les océans Ca doit être plus compliqué que ce que l on croyait! 130 ppm : abondance «Terrestre» Tchuri!!! x 3 23 ppm : abondance «galactique»

55 Vénus x Température ( C) La Terre retient bien son eau : barrière du froid D

56 Fraction de la population Vitesse moyenne des molécules à la température T : distribution de Boltzmann énergie cinétique moyenne = kt = ½ mv 2 Vitesse de libération : v ech = (2GM/(a+h)) 1/2 Si v mol > v ech une molécule de mouvement dirigé vers le haut peut s échapper dans l espace

57 Masse de l eau des océans Mais ça ne durera pas toujours Croissance de la «Constante solaire» Le Soleil chauffe de plus en plus! "Constante solaire" 170 Age Soleil (milliard d'années) L effet de serre s emballe Température moyenne dépasse 50 C L'eau des océans s'évapore ,5 Milliard d'années

58 L eau ailleurs : les planètes (lunes) banquises Europa

59 L eau ailleurs : les planètes (lunes) banquises Ganymède

60 L eau ailleurs : les planètes (lunes) banquises Encelade (Saturne) Geysers d Encelade

61 Le «Modèle de Nice» ou «Grand Bombardement tardif» (LHB)

62 Restructuration du Système solaire Neptune (en bleu) passe au-delà d Uranus (en vert) Le nuage des planétésimaux «glaçons» est dispersé Les planètes sont moins serrées

63 ? Seule au monde?

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