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1 Sciences de la Terre Cours 1. 2 Plan L’univers : naissance, grandes étapes et organisation Formation du système solaire Le soleil Les météorites La.

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1 1 Sciences de la Terre Cours 1

2 2 Plan L’univers : naissance, grandes étapes et organisation Formation du système solaire Le soleil Les météorites La Terre

3 3 L’univers Naissance, grandes étapes et organisation

4 4 On l'associe généralement à une explosion qui aurait engendré l'univers actuel. En fait c'est une idée fausse, il est plus juste de parler d'expansion de l'univers. Ce "Big-Bang" est actuellement la limite au-delà de laquelle les scientifiques ne peuvent plus observer, ou du moins estimer, l'état de l'univers. Le big-bang (-15 Milliards d’années)

5 5 Etat solide T = 15° C Etat gazeux L ’énergie thermique agite Les atomes pour rompre la force électromagnétique T augmente La vitesse des atomes de gaz augmente et favorise les collisions. Par ces dernières, des photons sont créés. T augmente Etat liquide T = 1500° C Les noyaux et électrons sont entièrement désolidarisés : Plasma T ≈ 10 6 ° C Les noyaux (P+N) deviennent Instables et se désintègrent. E thermique >E Nucléaire faible T ≈ 10 9 ° C Les nucléons (P ou N) se brisent en 3 Quarks. E thermique >E Nucléaire forte T ≈ ° C Température

6 6 nucléosynthèse initiale apparition de la gravitation P + e -  H + Naissance de l'atome. fusion nucléaire animation

7 7 COMPOSITION ACTUELLE DE L'UNIVERS Il y a plusieurs centaines de milliards de galaxies dans l'univers, et dans chacune plusieurs centaines de milliards d'étoiles. On peut regrouper les galaxies en amas, eux-mêmes, groupés en superamas. Les Galaxies (cellules constitutives de l’univers) Les Nébuleuses Vaste nuage de matière interstellaire où la densité est nettement supérieure à celle de l'espace interstellaire.

8 8 Galaxies et étoiles

9 9 galaxie d’Andromède étoiles anciennes Dans les galaxies, les étoiles naissent, évoluent et meurent

10 10 Le rôle des étoiles ? Différents types d’étoiles (selon leur masse) lieu de l’évolution nucléaire Le diagramme Hertzprung-Russel (HR) représentation instantanée de la population stellaire Un corps, chauffé à une température déterminée, émet un rayonnement spécifique.

11 11 Ou trou noir T  5 milliards de ° Importance des neutrinos Événement déclencheur Effondrement gravitationnel Densité Température L’étoile s’allume Contraction

12 12 Le système solaire

13 13 La formation du système solaire - formation dans la voie lactée ( 4,566 Ma ) - soleil = étoile jeune constituée du gaz fabriqué par les premières générations d’étoiles (C,N,O...) formée suite à l’effondrement gravitationnel d’un nuage de gaz

14 14 cliché HST-NASA Formation d ’un proto-soleil avec mise en forme d ’un disque. Nébuleuse solaire ou Disque proto-planétaire

15 15 éléments légers « soufflés » vers l’extérieur du disque atomes lourds répartis uniformément

16 16 Formation des planètésimaux et proto-planètes agglomération des particules les + denses (métaux, silicates)

17 17 Formation des planètes Seules les protoplanètes situées dans des zones de sécurité vont grossir et former les planètes. Les plus denses sont situées près du soleil. 100 Ma

18 18 Le système solaire soleil planètes géantes planètes « solides » corps « glacés » Sedna

19 19 planète gazeuseplanète tellurique

20 20 Composition du système solaire Soleil (99,85% de toute la matière) planètes (0,135%) comètes, satellites, météoroïdes, planètes mineures Milieu interplanétaire : poussière + gaz vent solaire (400 km/sec) solides microscopiques

21 21 Le soleil

22 22 Masse : 1, kg ( fois celle de la Terre) Diamètre : 1,392 millions de km (109 fois celui de la Terre) Densité moyenne : 1,4 (eau = 1) Type spectral : G2 V (étoile jaune de la séquence principale) Température de surface : K (0 K = -273,15 °C) Température au centre : 14 millions K Composition chimique (en nombre d'atomes) : Hydrogène : 94 %, Hélium : 6 %, et des traces principalement des éléments suivants : O, C, N, Mg, Ne, Si, Fe, S, Ca, Ar, Na, Al,... (tous les éléments sont présents) Composition chimique (en masse) : Hydrogène : 73 %, Hélium : 25 %, et tous les autres éléments : 2 % Rotation différentielle : 26 j à l'équateur, 31 j à 60° de latitude, 37 j aux pôles Cycle d'activité magnétique : 11 années Période de révolution autour de la Galaxie : 240 millions d'années Age : 5 milliards d'années Le Soleil en chiffres

23 23

24 24 Le cœur du Soleil Densité : 160 (eau :1) Température : 15 millions de Kelvin Pression : 100aines de milliards d’atm Émission de photons et de neutrinos Contre-balance l’effet de la gravité 1g d’hydrogène hélium millions de kW (600 centrales nucléaires) 4 millions de tonnes de matière/sec 40% de l’hydrogène du noyau a été consumé

25 25 Zone radiative 70% du diamètre du soleil Densité : de 100 à 1 98 % de la masse du soleil Température : à 10 millions de ° Transport de choc en choc (radiatif) Rotation en 26 jours

26 26 Zone de convection 30% du diamètre du soleil Densité : Transport convectif Rotation en 25 jours à l’équateur et en 33 jours près des pôles Photosphère : surface du soleil 500 km d’épaisseur 6000°C

27 27 L’atmosphère du soleil Chromosphère km d’épaisseur T: 4000K K lumière

28 28

29 29 Les éclipses solaires

30 30 Les relations Terre-Soleil Absorption des rayonnements X et UV chauffe l’atmosphère terrestre Entrée de particules chargées dans les régions polaires Orages géomagnétiques

31 31 Evolution du soleil Nébuleuse annulaire de la Lyre (M57) résultant d'une explosion d'étoile© NASA Épuisement de l’Hydrogène du noyau Température (et donc pression) Contraction : la gravité l’emporte Température Fusion de l’hydrogène des couches externes … Fusion de l’hélium en carbone Géante rouge + nébuleuse planétaire Naine blanche (densité 1010) Naine noire

32 32 Les météorites

33 33 Fragment d’astéroïde issu de la ceinture d’astéroïdes du système solaire Voyage entre l’astéroïde parent et la Terre : 1 à 100 millions d’années (2 milliards d’années pour les météorites ferreuses) M > 1kg  / an M > 100kg  1 centaine / an 6 sont réellement collectées

34 34

35 cratères sur la Terre et Venus des milliers sur la Lune, Mercure et Mars Meteor crater  : (1186 km)

36 36 Chronomètres cosmiques

37 37 irghizite Outils d’investigation géologique morphologie du cratère analyse des projectiles éjectées analyse des roches du cratère Clearwater Lakes, Quebec, Canada quartz choqué

38 38 Echantillons venus d’ailleurs fossiles géologiques : témoins de la composition du matériau d’origine chondrites : issues de la nébuleuse solaire contiennent des molécules organiques collecteurs de poussière d’étoiles

39 39 La Terre

40 40 La différentiation terrestre Protoplanète dépouillée, criblée de cratères réchauffement Décroissance radioactive : U, Th, et 40 K Compression gravitationnelle (accrétion) Impacts météoritiques différentiation Atmosphère Géosphère

41 41 La géosphère

42 42 L’atmosphère Les isotopes des gaz rares (hélium, argon, Néon, Xénon,.) Dans les météorites : 40 Ar/ 36 Ar  Dans l'atmosphère : 40 Ar/ 36 Ar  296 Volcans sous-marins : 40 Ar/ 36 Ar  L'atmosphère terrestre ne provient pas de la nébuleuse solaire primitive, mais de l'intérieur de la Terre.

43 43 A suivre… La planète Terre et sa dynamique L’apparition de la vie et l’évolution

44 terre

45 45

46 46 La fusion nucléaire réaction consistant à réunir deux petits noyaux (chargés positivement) pour en former un plus gros Structure nucléaire A Z E Z protons (+) nucléons A-Z neutrons nombre de masse élément hydrogène : 1 1 H hélium : 4 2 He 1 H + 1 H 2 D +e + + neutrino 2 D + p 3 He +  2 3 He 4 He H +  nucléosynthèse initiale

47 47 La lumière visible avec nos yeux ne représente qu'une petite partie du spectre électromagnétique et il existe toute une gamme de lumière ou rayonnement « invisible » pour l'œil humain mais que nous avons appris à " capter " grâce à des " yeux artificiels ". La lumière en astronomie

48 48 les ondes radio les rayons infrarouges (IR) la lumière visible (© Delbouille et al) les rayons ultraviolets (UV) les rayons X les rayons  atmosphère terrestre transparente aux ondes radios et à la lumière visible Le spectre électromagnétique sondes, satellites...

49 49 La force de gravitation 2 1 Constante de gravitation universelle : 6, SI

50 50 Le rayonnement du corps noir

51 51 taille de notre galaxie : années-lumière unité astronomique : distance moyenne Terre-Soleil 3’13’’ 6’ 8’19’’ 12’40’’ 43’14’’ 79’17’’ 2h39’40’’ 4h9’50’’ 5h27’47’’


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