Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 1. Cours 3

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1 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 1 Cours 3 Résumé du cours 2. Partie une : La quête de l eau cosmique. Partie deux : La formation des systèmes planétaires.

2 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 2 Cours 3 : Partie Une : La quête de l eau cosmique. Voir le livre de vulagrisation (Encrenaz, 2004). L eau est importante pour la vie L eau dans le système solaire La recherche de l eau en d hors du système solaire La formation de l eau La détection de l eau la spectroscopie Le grand succès de la mission spatiale d ISO.

3 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 3 L eau est importante pour la vie Comme toujours il faut dire que nous ne savons toujours pas comment la vie est apparue sur Terre, mais... L eau sous forme liquide a joué un rôle essentiel dans l apparition, le développement et le maintien de la vie terrestre. L eau liquide est de loin le constituant majeur de l ensemble des organismes vivants terrestres, animaux ou végétaux. L eau est omniprésente dans l Univers. Mais on l observe seulement dans l état gaz et solide. Mais l eau n est pas suffisante pour la vie (bien entendu) ; encore faut-il que l eau soit sous forme liquide. Ce sont les conditions de température de de pression des astres qui déterminent l état de l eau. et celles correspondant

4 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 4 à la phase liquide ne sont pas directement observable. Il est donc difficile de savoir si l eau est abondante sous forme liquide ou pas. Vous allez étudier H 2 O, ses caractéristiquees physico-chimiques dans la prochaine partie du cours avec Franck (chimiste). Aujourd hui nous allons étudier sa formation dans l Univers, son abondance cosmique, comment on le sa que l eau est omniprésente dans l Univers.

5 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 5 L eau dans le système solaire L eau est présent sous forme liquide dans un océan énorme, couvert d une couche de glace, sur Europe, un satellite de Jupiter. Il y a d évidence que l eau sous forme liquide a coulé sur la surface de Mars. Il y a de la glace d eau dans le comites.

6 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 6 L eau en d hors du système solaire

7 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 7 Formation de l eau : les éléments qui la composent L eau est constituée, bien évidement, de l hydrogène H et de l oxygène O. Nous avons vue que H est le plus abondant élément dans l Univers. Il représent trois quarts de la masse totale de la matière ordinaire dans l Univers. Environ 23% est He, est le reste, entre 1 et 2% sont tous les autres éléments plus lourds (Encrenaz, 2004, p. 25). Parmis les éléments plus lourds, l oxygène est le plus abondant. (En règle générale, les atomes les plus légers sont les plus abondants, car leur synthèse a nécessité moins d énergie et donc des températures stellaires moins élevées.)

8 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 8 Figure 1 Abondance relative des éléments.

9 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 9 Formation de l eau sous forme gazeuse dans le milieu interstellaire L eau H 2 O est une molécule, elle est formé par les réaction chimiques. Le milieu interstellaire consiste du milieu diffus de 99% de gase et un petit peu (1%) de poussière. La température dans le milieu diffus d une galaxie quelconque, est typiquement moins d une centaine de kelvins. Cela implique que seules les réactions ne nécessitant pas d apport énergétique (les réaction exothermiques) peuvent avoir lieux ; la formation d eau H 2 O à partir de H et O est une telle réaction. La pression de l espace interstellaire est environ 1 atome ou molécule par centimètre cube.

10 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 10 L hydrogène et l oxygène se trouvent sous forme gazeuse. Ionisation de H par des rayons cosmiques : H + rayon cosmique H + + e + rayon cosmique. (1) L ion d hydrogène, H +, réagit en particulier avec l oxygène atomique O pour former OH + et H 2 : H + + O OH + (2) Via plusieurs étaps (les détails ne nous intéressons pas) l ion OH + avec l hydrogène atomique, H, et moléculaire, H 2, et les électrons libres, pour former la molécule neutre H 2 O : OH + + H + e H 2 O (3)

11 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 11 Formation de l eau sous forme de glace dans le milieu interstellaire L espace interstellaire comprend des nuages moléculaires denses et froids qui sont le siège de la formation des étoiles. La température est de l ordre de quelques dizains de kelvins. L eau peut également s y former directement sous forme de glace. Elle se forme par des réactions chimiques qui interviennent à la surface des grains interstellaire présents.

12 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 12 Spectroscopie Comment les astonomes savent quelle est la composition d une étoile ou un autre astre? A partir d une analyse du spectre de la lumière, il s agit d une analyse de l intensité lumineuse en fontion de la longueure d onde. Chaque atome et chaque molecule ont leur propre spectre caracteristique la lumière est emit et absorbé aux longuers d ondes précises et donc le spectra se concentre dans les raies. Les spectra sont unique comme les empreinte digitale donc ils permettent d identifier la composition chimique d un astre. Pour les atomes, les raies correspondent aux transitions de la configuration des électrons de l atome. La lumière est

13 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 13 typiquement emit/absorbé dans la partie visible. Pour les molécules, le spectre se constitue aussi des raies qui correspondent aux transitions des modes de vibration et de rotation. La lumière est typiquement emit /absorbé dans l infrarouge.

14 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 14 Figure 2 Le spectre de vibration-rotation de méthane, CH 4.

15 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 15 Le spectroscopie et la recherche de l eau Un problème se pose du fait que la vapeur d eau est présente dans l atmosphère terrestre de telle quantité qu elle absorbe beaucoups du rayonnement infrarouge et millimétrique. Ainsi l eau atmosphèrique cache l eau que l on cherche.

16 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 16 longueur d onde (nanometre) Figure 3 Spectre solaire : (en rouge) en haut de l atmosphère, et (en bleu) au niveau de la mer.

17 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 17 Crédit : piqué du site web water/water_vibrational_spectrum.html Ce problème se pose surtout pour l eau en phase gazeuse. Il pose mois de problème pour l eau en phase solide puisque la glace d eau est généralement absente dans les bons site astronomiques, situes à haute altitude dans des endroits secs. (La glace est souvent présent sous forme les nuages de cirrus.) C est pourquoi la recherche de la vapeur d eau dans l Univers n a pas progressé que depuis les année 1990s. Le première détection de l eau dans une galaxie très éloignée (lumière émit il y a 1,5 milliards d années, donc à distance 1,5 milliards d années lumière) utilisant une radio tétéscope à Pico Veleta (au sud de l Espagne, à une altitude de 2850 m) (Casoli, 1994). Mais pour rechercher sans contrainte l eau extraterrestre, il

18 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 18 faut avoir les télescopes et spectromètres infrarouges dans l espace. Les agents spatiaux ont envoié les télescopes et spectromètres infrarouges en orbite autour de la Terre. La plus importante étais emporté par le satellite ISO (Infrared Space Observatory) en opération de 1995 à Grâce à ISO, nous avons découvert que l eau est omniprésente dans l Univers. Le télescope sur ISO avais 60 cm de diametre, refroidi à une température de 8 K. Il y avait des autres instruments sur ISO qui fonctionnent à une température de 2 K. On a utilisé un vaste cryostat refroid à l helium liquide. La durée de la mission est donc limitée par le taux d évaporation de l hélium liquide. Le spectromètre d ISO couvert le domaine spectrale de 2µm à 200µm longueur d onde, ce qui permet d observer simultanement de nombreuses de raies en absorption et

19 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 19 assure ainsi une détection non ambiguë des molécules recherchées. Grâce à l ISO, les astronomes ont observé les raies en absorption caractéristique de l eau sous forme gazeuse et solide dans la lumière des étoiles et galaxies partout dans l Univers. L eau est présent autour des étoiles éloignées et proches, gros et petites, jeunes et vers la fin de leur vie. La mission d ISO a observé que l eau est omniprésente dans l Univers.

20 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 19-1

21 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 20 Cours 3 : Partie Deux : La formation des systèmes planétaires Importance pour l exobiologie Conditions initiales Formation du disque L evolution du disque Echelle du temps

22 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 21 La naissance des planètes et étoiles : Supports Vidéo : Formation du système solaire et évolution (partie 1) - par Aurélien Crida Livre : Une introduction à les planètes : les notres et les autres, par Thérèse Encrenaz Encrenaz (2010). Livre : The Dynamic Universe, Snow (1985).

23 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 22 La naissance des planètes et étoiles : importance pour l exobiologie Aujourd hui les astronomes peuvent détecter les exoplanètes, c est-à-dire les planètes au-delà de notre système solaire. Pourquoi s occuper de la théorie de la formation des planètes? Parce que ça donne un cadre pour comprendre les observations. Nous croyons qu il y a des exoplanètes partout dans la Voie Lactée parce que nous croyons que le Soleil et les 8 planètes de notre Système Solaire se sont formés en même temps, ensemble, et nous n avons pas raison de penser que notre Soleil est une étoile particulière.

24 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 23 La naissance des planètes et étoiles : importance pour l exobiologie Est-ce qu il y a de l eau toujours sur les planètes telluriques? D où vient l eau de la Terre? Est-ce que l on attend les planètes telluriques dans la zone favorable pour ou capable de soutenir la vie (à la distance correcte pour que l eau, s il existe, est en état liquide?).

25 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 24 La naissance des planètes et étoiles : indices que le système solaire était formé ensemble Les orbites des planètes se situent sur un plan, le plan écliptique, avec rotation dans le même sens. Presque toutes les planètes tournent de le même sens que leur obites (à l exception de Vénus et Uranus). Il y a une sorte d organisation : les planètes telluriques se trouvent proche du Soleil, les planètes géantes se trouvent plus loins.

26 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 25 La naissance des planètes et étoiles : conditions initiales Dans l espace interstellaires de notre Galaxie il y a des nuages de gaz 99%(principalement H (3/4) et He (1/4)) et de poussières 1% (des particules microscopiques de composition variable). Pour quelque raison inconnue (peut-être une collision au hasard des nuages?) le nuage commence de se contracter. Le nuage peut avoir un mouvement interne en tous les sens, mais la moyenne de ce mouvement donne une propriété très importante, il s agit du moment cinétique. Physique fondamentale : Le moment cinétique est conservé pour les systèmes sans couple d origine externe.

27 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 26 La naissance des planètes et étoiles : formation du disque La gravitation cause l enfondrement du nuage, mais autour de l axe de la rotation net (plus précisement l axe du moment cinétique), la gravitation et l accélération centripète trouve un équilibre. Le long de l axe de rotation la gravitation réussit à aplatir le nuage il n y a pas d accélération centripète dans cette direction. Cette centrifugeuse gigantesque est appelé un disque protoplanétaire.

28 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 27 Figure 5 Disque planétaire générique (nous n avons pas discuté tous les détails).

29 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 28 Les disques partout La formation des disques par l effondrement gravitationnel d un nuage en rotation est un procès générique. On le trouve à plusieurs échelles dans l Univers : Les anneaux de Saturne. Le disque protoplanétaire autour d une jeune étoile en formation. Les galaxies. Est-ce que l Univers est en rotation? Aujourd hui nous pensons que l Univers est isotope et donc ça exclut la possibilité d une direction particulier comme un axe de rotation net de l Univers. Mais cette idée était proposé par Kurt Gödel, cherchez wiki pour «Gödel Univers».

30 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 29 Figure 6 Les anneaux de la planète Saturne.

31 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 30 Figure 7 La Voie Lactée, vue par la tranche.

32 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 31 Figure 8 La galaxie Andromeda.

33 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 32 L evolution du disque Pourquoi le disque s étale? Il est à cause du frottement de disque, l interaction gravitationnelle des parties voisines du disque, qui freinent la partie intérieure (plus proche de l étoile) et accélérent la partie exterieure (plus loin de l étoile). Le gaz du disque disparaît à cause de quoi? Les rayons-x et UV, les rayons les plus énergétiques de l étoile, font disparaître les molécules du gaz du disque ; un procès qui s appelle «photo-évaporer». Quelle est la durée de vie, grosso-modo, du disque protoplanétaire? 5 millions d années. Comment nous le savons? Les astronomes regardent les ensembles de jeunes étoiles, les amas d étoiles. Ils trouve que dans un amas de très jeunes étoiles, presque toutes les étoiles

34 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 33 ont un disque. Mais plus l amas des étoiles est vieux, plus la fraction d étoiles avec disque baisse.

35 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 34 La naissance des planètes autour d une étoile : échelle du temps Ça implique l on n a que environ 5 millions d années pour former les planètes.

36 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 35 La naissance des planètes autour d une étoile : six étapes 1. <1->Condensation des solides. 2. <2->Sédimentation des grains dans le plan médian. 3. <3->Agrégation jusqu à environ 1 cm. Les particules conglomérèrent en formant les particules de plus en plus grandes. 4. <4->Formation des planétesimaux d environ 10 km 5. <5->A partir d environ 10 km, la gravitation devient importante, ils agrandissent au taille des protoplanètes et coeurs, de 100 à 1000 km (voire plus). Les plus grandes planètes retirent du gaz et devient les planètes géantes. 6. <6->Dissipation du gaz.

37 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 36 La naissance des planètes autour d une étoile : échelle du temps Etape N prend environ 10 N ans.

38 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 37 La naissance des planètes et étoiles : Ligne de glasse Au-delà de la ligne de glace, on attend les planètes géantes avec davantage de H et He et les autres volatiles. A l intérieur (plus proche du Soleil) on attend les planètes plus petit, plus dense, plus seche. Ça pose le problème d où vient l eau sur la Terre? Il y a plusieurs possibilitées, un est des chondrites («Kondrites», une sorte de météorite) carbonées qui sont arrivées sur Terre à la fin de l accrétion et qui transportaient de l eau.

39 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 38 La naissance des planètes et étoiles :

40 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 39 La naissance des planètes et étoiles :

41 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers Bibliographie

42 Cours 3: à la recherche de l eau dans l Univers 40 Références Casoli, F. et al zzzz. Astron. Astrophys., 287, 716. Encrenaz, Thérèse A la recherche de l eau dans l Univers. Editions Berlin. Encrenaz, Thérèse Les planétes : Les nôtres et les autres. EDP Sciences, Les Ulis, France. Snow, Theodore P The Dynamic Universe. West Publishing Company, St. Paul xiv pp.