Sciences de la Terre Cours 1 20h de cours, 3 intervenants

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1 Sciences de la Terre Cours 1 20h de cours, 3 intervenants
Contrôle des connaissances : 1 exposé par binôme + 1 QCM EXPOSE : 10 minutes + 5 minutes de question powerpoint ou transparents ou affiche niveau scientifique : le votre (pas celui des écoliers) exemples de sujets : Le couple Terre-Lune, Les séïsmes, Le volcanisme sur Mars, Les volcans d’Auvergne, Suivi des séïsmes par interférométrie … Sujet à élaborer vous-même selon ce qui vous intéresse le plus mais en rapport avec le cours. L’idéal serait d’incorporer des éléments des 3 parties de cours. 4h : formation de l’univers, du système solaire et de la Terre (S. Rossano) 4h : dynamique de fonctionnement de la planète Terre (M. Tarrida) 10h : Observation de la terre (télédétection…) (P.-L. Frison) 1h : mise au point des exposés 1h : QCM d’évaluation 4h : présentation des exposés

2 Plan L’univers : naissance, grandes étapes et organisation
Formation du système solaire Le soleil Les météorites La Terre L’univers est probablement un des systèmes les plus complexes à appréhender à cause des distances et des temps concernés ; on parlera de milliards de km, et de milliards d’années. On verra également que les températures concernées lors des différents processus présentés sont également vertigineuses. L’exploration du système solaire est récente (40 ans) mais l’apport de données est très important. On a progressé beaucoup plus vite depuis que les sondes, satellites et autres objets se promènent dans l’espace. Il faut toutefois garder à l’esprit que l’on n’est pas sur des modèles établis. Je vous présenterai donc « un état de l’art » simpliste du fonctionnement de l’univers, du système solaire et de la Terre. Rôle des sciences à l’école. Délibérément nous avons choisi de ne pas faire un catalogue de tout ce qui se trouve dans l’univers mais de nous centrer sur ce qui interagit le plus avec nous, ou ce qui nous apporte le plus de connaissance sur la Terre elle même. On abordera donc brièvement l’univers de façon à comprendre où nous nous situons avant de nous attarder un peu sur la formation du système solaire. Ensuite, on parlera du Soleil, notre étoile et des météorites. Brièvement on abordera la Terre. Vous vous attarderez plus sur notre planète lors du prochain cours. Difficulté à faire un cours pour les non-scientifiques. Rappels de temps en temps. Poser des questions.

3 Naissance, grandes étapes et organisation
L’univers Naissance, grandes étapes et organisation

4 Le big-bang (-15 Milliards d’années)
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. Problèmes philosophiques liés à ce qu’il y avait avant, à ce qu’il y a après et autour de l’univers….

5 Température Etat solide T = 15° C Etat liquide T = 1500° 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. Etat liquide T = 1500° C Les noyaux et électrons sont entièrement désolidarisés : Plasma T ≈ 106 ° C Les noyaux (P+N) deviennent Instables et se désintègrent. Ethermique>E Nucléaire faible T ≈ 109 ° C Les nucléons (P ou N) se brisent en 3 Quarks. Ethermique>E Nucléaire forte T ≈ 1012 ° C Avant de nous plonger dans l’immensité de l’univers, je voudrais vous rappeler ce qui se passe lorsque l’on chauffe un matériau dans une gamme de température allant de l’ambiante à 1012°C. Chauffage d’un bloc de fer (Reeves, patience dans l’azur, p87): il devient rouge, orange, puis blanc. Température

6 nucléosynthèse initiale
apparition de la gravitation P + e-  H + n Naissance de l'atome . nucléosynthèse initiale fusion nucléaire Grandes étapes de la formation de l’univers depuis le big bang. On reprend les étapes mises en évidence dans le transparent précédent mais dans l’ordre inverse. Au commencement de l’univers, la température était tellement élevée que seules les particules élémentaires pouvaient exister. Toute combinaison de ces particules avait une durée de vie très faible : aussitôt formée, elle était détruite par une collision. Présence de matière et d’anti-matière ; Ce qui a permis a l’univers d’exister est du au fait qu’à un moment donnée, la matière va etre en léger excès par rapport à l’anti-matière. A 1 milliard d’années, on a toujours que de l’hélium, de l’hydrogène et un peu de lithium qui s’éloignent les uns des autres. Les conditions ne sont pas idéales pour créer autre chose. La température baissant continument, il arrive un moment ou les forces de gravitation deviennent de l’ordre de grandeur des forces dues à l’agitation thermique : apparition de la gravitation ; l’univers devient hétérogène. D’énormes quantités de matière s’assemblent pour donner naissance aux galaxies. animation

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 Galaxies et étoiles

9 galaxie d’Andromède étoiles anciennes Dans les galaxies,
les étoiles naissent, évoluent et meurent Dans ces galaxies, apparition des premières étoiles (géantes bleues) dans les étoiles, la matière se contracte et se réchauffe. On se retrouve dans les conditions de la nucléosynthèse: nombreuses collisions et température élevées vont donner possibilité à de nouveaux atomes de se combiner. 3 noyaux d’He qui se rencontrent vont donner naissance au carbone. Les étoiles sont très importantes puisque c’est dans les étoiles que se fabriquent les atomes plus lourds.

10 représentation instantanée
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. Séquence principale : diagonale du diagramme ; les étoiles appartenant à cette séquence utilisent la fusion de l’hydrogène en hélium comme source d’énergie. Phase de la vie d’une étoile, la plus longue et la plus stable. La durée de vie d’une étoile dépend : de la quantité de carburant disponible (proportionnelle à la masse de l’étoile) et de la vitesse à laquelle elle brule ce combustible (donnée proportionnelle à la luminosité). Une étoile de 2 masses solaires brulera son combustible 10 fois plus vite que le soleil pour un réservoir de combustible 2 fois plus grand seulement : sa durée de vie sera donc 5 fois plus courte que celle du soleil. Au fur et à mesure de la vie de l’étoile, H2 diminue et He augmente; ceci entraine une légère augmentation de la luminosité tout au long de la vie de l’étoile sur la séquence principale. (on brule les couches de plus en plus proches du noyau lorsque l’étoile se contracte). Premières étoiles : géantes bleues - qui vont avoir une durée de vie très courte (une dizaine de millions d’années).

11 L’étoile s’allume T 5 milliards de ° Importance des neutrinos
Événement déclencheur Effondrement gravitationnel Densité Température L’étoile s’allume Contraction Les géantes et supergéantes bleues (M supérieure à 6 Mo). Ces étoiles supermassives convertissent leur hydrogène en hélium comme toutes les autres étoiles, mais vu leur température interne, leur vie ne va durer qu'une dizaine de millions d'années. Ces étoiles consomment en effet leur carburant à une vitesse phénoménale, abrégeant ainsi leur "espérance de vie". La mort de ces astres est beaucoup plus spectaculaire que celles de toutes les autres réunies.En effet, lors de la pénurie d'hydrogène, ces étoiles se dilatent à un point tel, pour pouvoir fusionner leur hélium qu'elles deviennent des supergéantes rouges. Mais les réactions vont continuer à un rythme infernale : 10 millions d'années pour fusionner l'hydrogène en hélium, un million d'années pour transformer l'hélium en carbone et oxygène. En ans, la métamorphose du carbone en néon est réglée. 20 ans à peine pour que l'oxygène devienne du soufre et du silicium. Ce silicium donne du fer en moins d'une semaine. A chaque nouvelle étape, la température augmente. Une fois le fer produit, les réactions s'arrêtent, car le fer est l'atome le plus stable qui existe, il ne peut donc pas fusionner. (En théorie, il pourrait, mais cela demanderait vraiment trop d'énergie). Tous ces éléments produits se répartissent en couches, comme une pelure d'oignon. Les éléments les plus lourds (Fer) seront au centre, l'hydrogène restant sur l'enveloppe externe.Mais la température est telle que le fer central va se décomposer peu à peu. A sa place, une soupe de particules compactées autour desquelles tournent à une vitesse folle des électrons. cette "coque" d'électrons paralyse un temps la force d'attraction, mais elle finit par céder. En un dixième de seconde, les électrons se précipitent dans le cœur, que la gravitation comprime en un caillot de neutron, à une température de 200 milliards de degrés (!). Sous une telle pression, en effet, la matière ne peut plus exister telle que nous la connaissons. La matière entraînée dans cet effondrement vertigineux tombe sur ce caillot ultra-dense, de quelques kilomètres de diamètre, et rebondit dessus. L'énergie de ce choc est telle que l'étoile explose : c'est une supernova. Dans le même temps, le noyau hyper-dense de neutron se dilate également en un soubresaut. Conformément à l'équation bang + bang = superbang, l'étoile explose. Durant cette explosion, l'énergie libérée en quelques minutes sera égale à celle libérée par l'étoile pendant toute sa vie, c'est à dire 100 fois plus que ce que notre soleil libérera pendant ces 10 milliards d'années de vie. Un instant, l'étoile devient plus brillante que toute une galaxie. Cette énergie est libérée à 99% sous la forme d'un déluge de photons et de neutrinos. Durant quelques fractions de seconde, les réactions de fusion sont relancées et produisent tous les éléments plus lourds que le fer : l'argent, le cuivre, le nickel, l'or, le mercure, l'uranium... Sans les supernovas, ces éléments lourds n'existeraient pas. Presque instantanément, l'étoile grosse comme 20 soleils n'est plus. Il reste une étoile à neutrons, voire un trou noir, si l'étoile originelle était suffisamment massive... T 5 milliards de ° Importance des neutrinos Ou trou noir

12 Le système solaire

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 Voici un aperçu de la théorie actuelle sur la formation du système solaire ainsi que la chronologie des événements : Les modèles de formations stellaires s'accordent sur le fait qu'une étoile en formation s'entoure naturellement d'un " nid " de poussières et de gaz, résidu du nuage interstellaire au sein duquel se forme l'étoile. Cette enveloppe chaude et opaque n'est pas soutenue par sa propre pression et s'effondre, adoptant alors la forme d'un disque qui repose dans le plan équatorial de l'étoile (Basri et Bertout 1993). Un nuage du gaz interstellaire et/ou de la poussière ("la nébuleuse solaire") est perturbé et s'effondre sous sa propre gravité. La perturbation a pu être, par exemple, l'onde de choc d'une supernova voisine. Pendant que le nuage s'effondre, il se réchauffe et se compresse en son centre. Il chauffe assez pour que la poussière se vaporise. L'effondrement initial est censé prendre moins de ans. Le centre se comprime assez pour devenir une protoétoile et le reste du gaz orbite ou tourne autour de la protoétoile. La majeure partie de ce gaz descend vers l'intérieur et s'ajoute à la masse de l'étoile en formation, mais le gaz tourne. La force centrifuge résultante empêche une partie du gaz d'atteindre l'étoile en formation. Au lieu de cela, il forme un "disque protoplanétaire" autour de l'étoile. L'énergie du disque rayonne et il se refroidit. Premier point de divergence. Dépendant des conditions initiales, le gaz orbitant l'étoile/protoétoile peut être instable et commencer à se comprimer sous sa propre force gravitationelle. Cela produit une double étoile. Mais il se peut aussi que... Le gaz se refroidisse assez pour que le métal, la roche et, assez loin de l'étoile en formation, la glace se condense en particules minuscules (c.-à-d. une partie du gaz redevient de la poussière). Les métaux se condensent dès que le disque d'accrétion se forme (il y a milliards d'années selon les mesures d'isotope de certains météores); la roche condense un peu plus tard (entre il y a 4.0 et 4.5 milliards d'années). Les particules de poussière se heurtent les unes les autres et forment de plus grosses particules. Ce processus continue jusqu'à ce que les particules deviennent de la taille de rochers ou de petits astéroïdes. La croissance galopante. Une fois que les plus grosses de ces particules atteignent une masse assez élevée pour avoir une gravité non triviale, leur croissance s'accélère. Leur force gravitationnelle (même si elle est très faible) leur donne un avantage sur les plus petites particules qu'elles attirent de plus en plus. Très rapidement, les gros objets ont accumulé toute la matière solide près de leur propre orbite. La grosseur qu'ils obtiennent dépend de leur distance de l'étoile, et de la densité et la composition de la nébuleuse solaire. Pour notre système solaire, les théories prédisent une dimension allant de la taille d'un astéroïde à un objet de la taille de la Lune pour ce qui est du système solaire intérieur, et de une à quinze fois la taille de la Terre dans le système solaire externe. Il y aurait eu un grand saut dans la taille quelque part entre les orbites actuelles de Mars et de Jupiter: l'énergie du Soleil aurait gardé la glace à l'état de vapeur à des distances rapprochées, c'est ainsi que la matière solide accrétable deviendrait beaucoup plus commune au delà d'une distance critique du soleil. L'accrétion de ces "planétésimaux" est censée prendre de cent mille à environ vingt millions d'années, avec l'extérieur du système solaire prenant le temps le plus long pour se former. Deux choses et le deuxième point de divergence. De quelle grosseur étaient ces protoplanètes et à quelle rapidité se sont-elles formées? À ce moment-ci, environ 1 million d'années après le début de la formation du système, l'étoile produirait un très puissant vent solaire, qui balayerait au loin tout le gaz restant dans la nébuleuse solaire. Si une protoplanète était devenue assez grosse, assez rapidement, sa gravité retiendrait le gaz de la nébuleuse, et l'on obtiendrait une géante gazeuse. Sinon, ça resterait un corps rocheux ou de glace. A ce moment, le système solaire se compose seulement de protoplanètes solides et de géantes gazeuses. Les "planétésimaux" se heurteraient lentement les uns les autres et deviendraient plus massifs. 10. Par la suite, après de dix à cent millions d'années, vous obtenez jusqu'à environ dix planètes, possédant des orbites stables. Le résultat est un système solaire. Ces planètes ainsi que leurs surfaces peuvent être fortement modifiées par la dernière grosse collision qu'elles subissent (par exemple la composition largement métallique de Mercure ou de la Lune).

14 Formation d ’un proto-soleil avec mise en forme
d ’un disque. Nébuleuse solaire ou Disque proto-planétaire Après s'être effondrée sous forme de disque, la nébuleuse solaire se refroidit lentement. Les éléments silicatés, carbonés ou contenant du fer, se condensent à haute température donc au voisinage de l'étoile, les éléments volatils se condensent en glaces plus loin de l'étoile centrale. Très tôt dans son histoire, le disque protoplanétaire est chimiquement stratifié. Loin du Soleil, le disque est froid et des glaces d'eau, de méthane, d'ammoniaque et d'oxyde de carbone sont apparues. La température étant beaucoup plus élevée près du Soleil, des éléments réfractaires sont apparus tels que l'alumine, ou certains composés réfractaires du calcium, du magnésium, et des oxydes métalliques. A de telles température, les gaz ne peuvent survivre car leur agitation thermique leur permet de s'échapper du disque. Ainsi, dans la région des planètes terrestres, il n'y avait que peu d'hydrogène et d'hélium. Finalement, la composition chimique du système solaire s'explique comme une conséquence directe des variations de température dans le disque protoplanétaire. legende : Disques protoplanétaires vus par la tranche dans la nébuleuse d'Orion. Il y a au centre de chacun une jeune étoile qui commence à briller.Ces disques sont les "cocons" dans lesquels naissent les étoiles. cliché HST-NASA

15 éléments légers « soufflés » vers l’extérieur du disque
atomes lourds répartis uniformément Le disque protoplanétaire contient en plus du gaz, environ 1% (en masse) de grains interstellaires micrométriques composés de matériaux réfractaires (un cœur de silicate et une couche de métaux) dont la dimension est de l'ordre du micron. Le problème de la formation des planètes peut donc se résumer simplement ainsi : Par quel(s) processus physique(s) des grains initialement micrométriques vont-ils pouvoir grandir et atteindre des tailles planétaires (de quelques 1000 à kilomètres) ? L'observation du Système Solaire permet de déduire un certain nombre de contraintes sur le disque protoplanétaire initial. L'une d'entre elles est la masse minimum du disque. En évaluant la quantité d'éléments lourds présents dans le Système Solaire à l'heure actuelle, et en y ajoutant la masse " manquante " d'éléments légers (déduite de la composition solaire), on obtient une masse minimum d'environ 0.01 à 0.02 masse solaire (Weidenshilling 1977, Hayashi 1981). Le profil de densité initial est déduit à partir des masses et des positions des planètes actuelles. La densité surfacique d'éléments lourds (i.e non volatils) semble bien modélisée par une loi qui décroît en r^-3/2 (r est la distance au Soleil, voir Figure 3), avec un sursaut vers 3-4 u.a dû à la condensation des glaces. La localisation de cette transition n'est cependant pas certaine : Hayashi (1981) la situe à 2.7 u.a, alors que des travaux plus récents (Stevenson et Lunine 1988) la placent plutôt à 4.5 u.a. Cette loi met en lumière un grand déficit actuel de masse entre Mars et Jupiter, correspondant à la ceinture d'astéroïdes. Au vu du Système Solaire actuel, cette région semble avoir perdu environ 99% de sa masse. Comme nous le verrons, les temps de formation des planètes dépendent fortement de la masse initiale du disque. Le disque de masse minimum est couramment utilisé comme point de départ des modèles de formation planétaire. Cependant un certain nombre de preuves indirectes suggèrent que le disque initial aurait pu être trois à dix fois plus massif (Lissauer 1987, Lissauer et al. 1995).

16 agglomération des particules les + denses (métaux, silicates)
Formation des planètésimaux et proto-planètes d. Formation des planétésimaux Au cours de ce processus de sédimentation dans le plan équatorial, le disque de poussière devient de plus en plus fin. Trois mécanismes différents sont proposés pour expliquer la croissance des grains du centimètre au kilomètre. S'il n'y a pas de turbulence, la densité du disque peut être suffisante pour que le disque de grains devienne instable (instabilité de Jeans). Il se fragmente alors en " grumeaux " (Safronov 1969, Goldreich et Ward 1973) qui s'effondrent ensuite sur eux-mêmes et donnent naissance à des corps kilométriques, appelés " planétésimaux ". Néanmoins les conditions nécessaires pour atteindre un régime d'instabilité sont très " contraignantes " : l'épaisseur du disque doit être de l'ordre de quelques tailles de grains, et la moindre perturbation pourrait détruire ce délicat équilibre. Weidenschilling et Cuzzi (1993), ont montré que de la turbulence aurait pu être présente, rendant le mécanisme précédent inopérant. Il est proposé que la turbulence favorise les rencontres proches entre les grains, leur permettant ainsi de se " coller " efficacement les uns aux autres, via des processus chimiques de surface. Cette physique est cependant très mal connue. Des modèles simples montrent que le disque de poussière aurait pu effectivement être turbulent (Weidenschilling & Cuzzi 1993), mais s'accordent sur le fait que des corps kilométriques peuvent apparaître en quelques centaines de milliers d'années. Ces corps sont les briques à partir desquelles les planètes vont se former. Ont les appelle : planétésimaux . Un autre mécanisme prometteur, héritier en quelque sorte des idées de Descartes, propose que de la matière puisse être accumulée au sein de tourbillons. Des simulations numériques récentes (Chavanis 2000) montrent que des tourbillons initialement présents dans la nébuleuse solaire peuvent, dans certaines conditions, se maintenir contre le cisaillement (le cisaillement provient de la rotation différentielle : une particule fluide est déformée, " étalée " par la rotation différentielle). Le jeu couplé des forces de Coriolis et de la rotation différentielle accumule alors les grains au cœur des tourbillons, créant localement des surdensités. Ces dernières deviennent suffisamment denses pour devenir gravitationnellement instables et s'effondrer en planétésimaux ou en planètes. Ces divers processus aboutissent à un même résultat final (sauf pour le mécanisme de croissance au sein de tourbillons) : le disque protoplanétaire est désormais composé d'un disque de gaz auquel se superpose un disque fin d'objets condensés appelés " planétésimaux " dont la taille typique est de quelques kilomètres dans le Système Solaire interne.

17 Seules les protoplanètes situées dans des zones de sécurité
vont grossir et former les planètes. Les plus denses sont situées près du soleil. Formation des planètes 100 Ma La phase qui mène des planétésimaux aux planètes est la plus activement étudiée aujourd'hui. Le disque de planétésimaux est initialement très " froid ", ce qui signifie que la vitesse d'agitation des planétésimaux est très faible comparée à leur vitesse orbitale. La vitesse moyenne de rencontre est de l'ordre de la vitesse d'évasion des corps (~ 10 m/s, Safronov 1969). Lors d'une collision physique inélastique, la vitesse de rebond devient inférieure à la vitesse de libération. Les deux planétésimaux sont alors " liés " gravitationnellement et finissent par s'accréter. Ce modèle d'accrétion par " collage gravitationnel " est le point de départ des théories de formation des protoplanètes. Ce processus est évidemment très dépendant de la vitesse d'agitation dans le disque : c'est le paramètre qui fixe le taux d'accrétion et l'issue des collisions. A l'aide d'un mécanisme d'emballement de l'accrétion, appelé " effet Boule de Neige " (ou " runaway growth "), les auteurs semblent s'accorder sur le fait que les corps les plus gros peuvent atteindre quelques centièmes de masse terrestre en environ ans à une unité astronomique (Wetherill et Stewart 1989, Weidenschilling et al. 1997, Kokubo et Ida 2000). Le temps caractéristique d'accrétion est proportionnel à T/s où T est la période orbitale et s la densité surfacique.   Des protoplanètes aux planètes A la fin de l'époque de l'accrétion Boule de Neige, le système se compose d'un grand nombre protoplanètes (quelques dizaines à quelques centaines) qui n'accrètent quasiment plus de matériaux, ayant " consommé" tout ce qui était à leur portée. La suite de l'histoire diffère maintenant pour le Système Solaire interne et externe. Pour que les embryons des planètes terrestres continuent à grandir jusqu'à leur masse actuelle, le système doit entrer alors dans un processus d'échauffement. Les protoplanètes se perturbent gravitationnellement les unes les autres, augmentant de plus en plus leur excursions radiales, jusqu'à ce que les orbites se croisent (Wetherill 1992). Les rencontres se traduisent alors par de gigantesques collisions physiques. Etant donné leur grande taille, les jeunes protoplanètes sont capables de résister à des chocs aussi violents et de réaccréter les fragments issus des collisions. Wetherill a mené de nombreuses simulations de cette époque finale. Il montre qu'en un temps de l'ordre de 10^8 ans, quelques centaines de corps de 0.01 masse terrestre peuvent former 2 à 5 planètes de masses terrestres.

18 Le système solaire corps « glacés » planètes géantes
Sedna planètes géantes planètes « solides » planètes géantes : jupiter saturne uranus et neptune peu denses et très grandes planètes « solides » : Mercure, Venus, Terre, Mars et les astéroides et certains satellites (dont la lune) corps glacés : Pluton, les comètes et la plupart des petits satellites petite taille Sedna : 10eme planete ; 3 x plus loin de la Terre que Pluton (mars 2004) soleil

19 planète gazeuse planète tellurique

20 Composition du système solaire
Soleil (99,85% de toute la matière) planètes (0,135%) comètes, satellites, météoroïdes, planètes mineures Milieu interplanétaire : poussière + gaz Le vent solaire est un gaz chaud (1 millions de degrés environ) composé de protons et d’électrons mais très peu dense, s’échappant en permanence du soleil à grande vitesse (300 à 800 km/sec). solides microscopiques vent solaire (400 km/sec)

21 Le soleil

22 Le Soleil en chiffres Masse : 1,  kg  (333 000 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 : 5 800 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

23 On peut découper l'intérieur du Soleil en trois zones dont seule la surface de la zone supérieure (zone convective) est accessible aux observations. Ce n'est que de façon indirecte que l'on peut obtenir des renseignements sur l'intérieur solaire, par : • l'héliosismologie qui étudie les manifestations en surface des " tremblements de Soleil interne  » : La surface du Soleil, comme celle d'autres étoiles, vibre. Les observations de ces vibrations permettent de tester les modèles de l'intérieur de l'étoile. Cette technique appelée héliosismologie est identique à la méthode utilisée depuis longtemps sur Terre par les géologues qui utilisent les observations de tremblements de Terre pour en déduire la structure interne de la Terre. Les " tremblements " de Soleil observés par exemple par le satellite SOHO sont trop petits pour être directement visibles : on mesure par effet Doppler, les régions de la surface du Soleil qui se rapprochent ou s'éloignent de nous. On a ainsi mis en évidence des zones d'environ 10 000 km de diamètre qui se soulèvent et s'affaissent de quelques dizaines de kilomètres toutes les 5 minutes environ. • l'étude des neutrinos qui proviennent en droite ligne du cœur solaire, • les manifestations en surface du transport d'énergie et de la génération de champs magnétiques. Cependant, les principes de fonctionnement de ces régions sont à peu près acquis.

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 densité (160, contre 1 pour l'eau), et la température (15 millions de Kelvin). Le noyau occupe 15% du volume du soleil. Lieu où se déroulent les réactions nucléaires de fusion de l'hydrogène en hélium qui fournissent l'énergie du Soleil. Les réactions de fusion s'accompagnent, en plus de l'émission de photons, de l'émission de particules appelées neutrinos, extrêmement difficiles à détecter puisqu'elles sont capables de traverser toutes les couches du Soleil, de même que la Terre, sans être perturbées. La différence de masse entre les réactifs et les produits de la réaction nucléaire est transformée en énergie (E=mc2) et transportée vers la surface du soleil par différents mécanismes de transport. Chaque seconde, environ 4 millions de tonnes de matière se transforment en photons très énergétiques qui vont s'échapper vers l'extérieur, repoussant les couches de gaz qui, sous l'effet de l'attraction gravitationnelle tendent à tomber vers le cœur du Soleil. C'est ainsi que se préserve l'équilibre de cette énorme boule de gaz qu'est notre astre. Actuellement, environ 40 % de l'hydrogène du noyau a été consumé, et le Soleil en est à la moitié de sa vie.

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 Zone radiative Elle occupe environ 70 % du diamètre du Soleil. Cette zone est aussi très dense (sa densité varie avec l'altitude de plus de 100 à 1 environ). C'est pourquoi le rayonnement issu du noyau ne peut se propager sur une grande distance sans " heurter " les atomes du milieu. Il est ainsi absorbé pour être émis de nouveau, avec une énergie différente, dans une direction quelconque. L'énergie se transporte dans cette zone, de choc en choc, de façon aléatoire. On appelle cette région de l'intérieur solaire " zone radiative " en raison du mode de transport de l'énergie sous forme de rayonnement. Un photon émis dans le noyau va mettre environ un million d'années pour traverser la zone radiative et en émerger sous forme de photon UV ou visible (ce n'est plus, bien sûr, le même photon). Cette zone tourne sur elle-même d'un seul bloc en 26 jours (c'est ce que l'on appelle rotation rigide).

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 Zone convective Cette zone occupe environ 30% du diamètre solaire. Elle est beaucoup moins dense que la zone radiative, ce qui fait que des mouvements locaux de la matière y sont possibles. L'énergie qui arrive de la zone radiative du Soleil ne va mettre que deux mois à en émerger. Dans cette région, la température de l'atmosphère est descendue suffisamment bas pour que l'hydrogène atomique soit formé. Les photons qui l'atteignent ont perdu beaucoup d'énergie au cours de leur long périple dans la zone radiative, et ils sont absorbés par cet hydrogène neutre et par l'ion résultant de la capture d'un électron par un atome d'hydrogène. Cette absorption chauffe et dilate le gaz qui s'élève. C'est le phénomène de convection et on appelle cette région de l'intérieur solaire " zone convective " en raison des mouvements complexes de matière qui transportent l'énergie par convection, comme dans une casserole d'eau bouillante. Cette zone tourne sur elle-même avec une vitesse qui varie selon la latitude. Il faut ainsi entre 25 jours à l'équateur et 33 jours près des pôles aux couches supérieures du Soleil pour faire un tour complet (c'est ce que l'on appelle rotation différentielle). On pense que cette rotation différentielle, en frottement sur la rotation rigide sous-jacente, se comporte comme une dynamo céleste, provoquant la naissance des puissants champs magnétiques que l'on voit émerger à la surface du Soleil.  Ce qui se passe à l'intérieur du Soleil n'est connu que grâce à certaines manifestations à la surface du Soleil. L'examen de la surface du Soleil (photosphère) montre que celle-ci a un aspect granuleux. Les granules ont une forme irrégulière et ont une taille d'environ 1 500 km. Leur temps de vie est de l'ordre de 10 minutes. Les granules se regroupent en supergranules dont la taille est de 30 000 km. Les granules et les supergranules sont les sommets visibles des cellules de convection et nous renseignent sur les détails de la zone convective du Soleil. La photosphère correspond à une couche de quelques centaines de kilomètres d'épaisseur et de température moyenne 5 800 K. Elle est située juste au-dessus de la zone convective et constitue le disque solaire visible à l'œil nu. Elle émet un rayonnement dont le maximum de puissance est situé dans le vert (500 nm), mais elle émet aussi dans le bleu et le rouge et paraît ainsi blanc car toutes les couleurs sont assez bien représentées pour que l'œil perçoive de la lumière blanche.

27 L’atmosphère du soleil
lumière Chromosphère 10000 km d’épaisseur T: 4000K K L'atmosphère du Soleil (enveloppe de gaz ténue autour de l'étoile) est constituée de couches d'épaisseur différentes et de caractéristiques très diverses. La couche intérieure de l'atmosphère solaire est la chromosphère visible de courts instants lors des éclipses totales. Son rayonnement est dominé par des raies d'émission intenses, par exemple la raie – prononcer H alpha –, qui lui donne une couleur rouge (d'où le nom de chromosphère). C'est une région assez mince (quelques milliers de kilomètres) dont la température varie de 4 000 à 8 000 K. La chromosphère est observée régulièrement à l'Observatoire de Meudon dans différentes raies de longueur d'onde du visible. Les émissions sont formées dans des milieux de température différente et permettent de mettre en évidence différentes structures de l'atmosphère solaire. L'observation dans l'aile bleue d'une raie du calcium (K1v) permet de tracer les taches sombres mais aussi les plages brillantes autour connues sous le nom de facules.Les observations dans le centre d'une autre raie du calcium (K3) ainsi que dans la raie de l'hydrogène montrent des structures situées à plus de 1 000 km de la surface et permettent de tracer les régions brillantes en dessous et au dessus des taches (régions actives) et les filaments sombres qui correspondent à de la matière chromosphérique en suspension dans la couronne.

28 Exploration des différentes couches de la couronne solaire par le choix du domaine spectral
Au-dessus de la chromosphère, le gaz de l'atmosphère solaire devient de moins en moins dense, mais sa température augmente à nouveau et passe de 10 000 K à la base de la zone de transition à 2 000 000 K dans la couronne. Ce phénomène surprenant de " chauffage " de la couronne est encore à l'heure actuelle un des grands sujets de recherche en physique solaire. La couche extérieure de l'atmosphère solaire est la couronne qui auréole le Soleil durant les éclipses totales. Elle s'étend bien au-delà de la chromosphère et se fond dans le milieu interplanétaire. Sa température atteint par endroits 2 000 000 K. La couronne est la couche la plus externe de l'atmosphère solaire et est un " plasma ", gaz complètement ionisé. Le gaz chaud de la région de transition puis de la couronne émet des rayonnements ultraviolets et X observables à partir de satellites. La région de transition est ainsi observée par l'expérience EIT de SOHO dans différentes raies UV produites par des atomes portés à différentes températures. Quant à la couronne, elle est observée de façon régulière en rayons X par le satellite japonais YOHKOH.Le plasma de l'atmosphère solaire est un émetteur naturel d'ondes radioélectriques allant des longueurs d'onde centimétriques (fréquence  10 GHz) aux longueurs d'onde métriques (fréquence  160 MHz).Dans les longueurs d'onde radioélectriques et X/UV, la couronne est observable en permanence. C’est l’analyse de tous ces rayonnements qui a permis de construire des modèles pour expliquer le fonctionnement du soleil en complément des données recueillis lors des explorations spatiales.

29 Les éclipses solaires En lumière visible – et en dehors de certaines raies d'émission particulières produites par des atomes portés à haute température (> 1 000 000 K) – la couronne n'apparaît que si la Lune (lors d'une éclipse totale) ou un dispositif instrumental occulte la lumière du disque de la photosphère. Ce dispositif instrumental est le coronographe, instrument inventé par Bernard Lyot en De nombreux coronographes ont été installés depuis dans des observatoires au sol, mais aussi à bord de satellites (par exemple les coronographes LASCO à bord de SOHO). Le champ magnétique solaire est très important pour comprendre le fonctionnement de l’étoile et son interaction avec la Terre. Mais ce sujet est vraiment trop compliqué pour être abordé simplement ici. On se contentera des quelques informations suivantes : Le champ magnétique solaire donne naissance à une grande variété de structures dans la couronne telles que : • des grands jets visibles en lumière blanche jusqu'à plusieurs dizaines de rayons solaires par les coronographes, • des boucles visibles essentiellement en rayons X/UV confinant un gaz chaud et dense (et donc plus brillant en X/UV et en radio) et situées au-dessus des régions actives, • des trous coronaux (régions sombres dans les images en X/UV et en radio) non visibles au niveau de la chromosphère. Ces régions plus froides que la couronne moyenne correspondent à des régions où le champ magnétique est ouvert sur le milieu interplanétaire, ce qui facilite l'échappement de la matière et de la chaleur. L'aspect de la couronne est variable en fonction du cycle d'activité solaire. Près du minimum d'activité, peu de régions actives sont observées, mais on note la présence de trous coronaux polaires ou équatoriaux assez étendus. Période d’activité du champ magnétique : 11 ans L’influence du champ magnétique solaire s’étend jusque dans l’espace interplanétaire.

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 • L'absorption du rayonnement X et UV solaire chauffe l'atmosphère terrestre et la fait se dilater. Les satellites en orbite sont freinés plus fortement quand ce rayonnement est élevé. Ceci se produit lorsque de nombreuses régions actives sont présentes sur le Soleil ou lors d'éruptions solaires. • Des particules chargées (électrons et ions) accélérées lors des éruptions solaires pénètrent dans les régions polaires du bouclier magnétique terrestre. Elles accélèrent l'érosion des panneaux solaires des satellites et peuvent perturber les électroniques de bord. • Le vent solaire et ses variations de pression liées à l'alternance des vents solaires lent et rapide ou aux perturbations engendrées par les ondes de choc des éruptions solaires ou par les éjections de masse coronale ont des effets plus indirects. Ceci est illustré pour l'éruption solaire du 2 mai 1998 et ses effets sur le champ magnétique terrestre. Les variations de pression du vent solaire déclenchent des perturbations du champ magnétique terrestre appelées " orages géomagnétiques ". Le nombre de particules chargées au voisinage de la Terre contenues dans les " ceintures de radiation " – dites de Van Allen – augmente, des particules sont précipitées près des pôles terrestres dans la basse atmosphère et sont à l'origine des " aurores polaires ". Ces dernières peuvent également endommager les satellites et entraîner au niveau du sol des problèmes de liaisons par câbles, voire des coupures de l'alimentation électrique sur de grandes régions. Le soleil pourrait avoir des effets sur le climat. Quand le soleil est en période de faible activité (peu de taches solaires), la Terre est frappée par un flux plus intense de rayons cosmiques qui produisent dans l’air du C14. La composition en C14 des cernes des arbres a permis d’établir le cycle solaire pour des périodes antérieures à courbes périodiques ont été mises en évidence. A chaque fois, le minimum d’activité correspondent à des petits ages glaciaires.

31 Evolution du soleil 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 Quand l'hydrogène du centre du Soleil sera épuisé, les réactions de fusion de l'hydrogène en hélium cesseront, et la température (de l'ordre de 10 à 15 millions de Kelvin) sera insuffisante pour démarrer la réaction de fusion de l'hélium en éléments plus lourds. L'équilibre sera alors rompu, et la force gravitationnelle l'emportera : le Soleil se contractera, ce qui aura pour effet de chauffer son cœur. Cette contraction ramènera de l'hydrogène des couches extérieures vers le noyau. Cet hydrogène va alors fusionner à son tour, mais le noyau va continuer à se contracter et s'échauffer. Quand la température y atteindra 100 millions de Kelvin, par suite de cette contraction, les réactions de fusion de l'hélium en carbone vont se mettre en route, fournissant un trop-plein d'énergie à l'étoile qui va alors entrer rapidement en expansion : son rayon va augmenter, donc sa surface, ce qui va faire diminuer la température de surface de l'étoile. Le Soleil deviendra alors une géante rouge, très chaude au centre (3 000 K), et " froide " en surface (108 K). Ses couches superficielles pourront alors dépasser l'orbite de la Terre.L'énergie libérée par la fusion de l'hélium en carbone est plus faible que celle libérée par la fusion de l'hydrogène en hélium. Donc la durée de vie de notre géante rouge va être environ 10 fois plus courte que le temps passé sur la séquence principale (l'âge adulte du Soleil). Lors du " flash " de l'hélium (c'est-à-dire lorsque se déclenche la fusion de l'hélium en carbone), la violence du processus pourra aller jusqu'à éjecter les couches les plus externes du Soleil, formant ce que l'on appelle une nébuleuse planétaire (qui n'a rien à voir avec les planètes, malgré son nom), nuage de gaz qui va s'éloigner peu à peu de l'étoile pour finir par se disperser dans l'espace, et peut-être participer à la formation d'un nouveau système stellaire.Quand l'hélium du cœur aura fusionné, une nouvelle contraction va ramener vers le centre de l'hydrogène et de l'hélium non consommés, faisant reprendre avec violence les réactions nucléaires. Quand ce dernier combustible aura brûlé, la gravitation reprendra ses droits, jusqu'à ce que la pression interne la compense (le Soleil n'a pas une masse suffisante pour que la température atteinte au centre permette la fusion du carbone). Le Soleil se stabilisera alors sous la forme d'une naine blanche d'un rayon de l'ordre de celui de la Terre, avec une densité d'environ 1010 (eau = 1). Les dernières réactions nucléaires s'éteindront peu à peu et le Soleil deviendra une naine noire (n'émettant plus de rayonnement), cadavre d'étoile. Nébuleuse annulaire de la Lyre (M57) résultant d'une explosion d'étoile© NASA

32 Les météorites

33 issu de la ceinture d’astéroïdes du système solaire
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

35 150 cratères sur la Terre et Venus
Meteor crater  : (1186 km) des milliers sur la Lune, Mercure et Mars

36 Chronomètres cosmiques

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

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 La Terre

40 La différentiation terrestre
Protoplanète dépouillée, criblée de cratères réchauffement Décroissance radioactive : U, Th, et 40K Compression gravitationnelle (accrétion) Impacts météoritiques différentiation After the initial formation of protoplanets, remaining gas and dust was gradually blown away by the solar wind during the heat-up phase of the young sun. At that time our earth was probably a barren planet, pockmarked by meteorite bombardment, and may have looked on the surface like the Moon. As time progressed, however, the earth heated up by a combination of three processes: radioactive decay of U, Th, and 40K produced a buildup of heat in the Earth interior  (probably the most important contributor).  The figure at right shows the heat generated by radioactive decay at various times in the past.  The heat generation decreased over time because the abundance of radioactive elements diminished due to decay. gravitational compression of the still not fully compacted Earth (gravitational potential energy is converted to heat during compaction) meteorite impacts heated up the planet surface areas via shock waves and impact melts The gradual heat increase had consequences.  Once the melting temperature of iron was reached within the earth, the initially random mixture of dust particles and gases began to unmix and differentiate according to the density of the various materials involved.  The melting of iron, also known as the "iron event" among geologists, was a major benchmark in early Earth development.  The compositional and thermal stratification of the Earth that it produced are essential for many of the various aspects of Earth dynamics that we observe today (in particular plate tectonics, magnetic field). The iron "drops" follow gravity and accumulate towards the core.  Lighter materials, such as silicate minerals, migrate upwards in exchange.  These silicate-rich materials may well have risen to the surface in molten form, giving rise to an initial magma ocean. Atmosphère Géosphère

41 La géosphère 4) After the initial segregation into a central iron (+nickel) core and an outer silicate shell, further differentiation occurred into an inner (solid) and outer (liquid) core (a pressure effect: solid iron is more densely packed than liquid iron), the mantel (Fe+Mg silicates) and the crust (K+Na silicates). The magma ocean would have cooled to form a layer of basaltic crust (such as is present beneath the oceans today). Continental crust would have formed form later. It is probable that the Earth’s initial crust was remelted several times due to impacts with large asteroids. This differentiation caused the heavy metals (iron, nickel and related elements) to be concentrated in the core of the earth, whereas the light elements (oxygen, silicon, aluminum, potassium, sodium, calcium etc.) were enriched in an outer layer of the earth that is now termed the mantle and the crust. Not everything, however, goes simply by density.  Uranium and Thorium are very heavy elements, and we should therefore expect them to be enriched in the core.  Yet, contrary to expectation they are concentrated in crust and mantle. The reason for this aberration is the circumstance that ion size and chemical affinities of U and Th prevent them from being incorporated in the dense, tight crystal structures that iron assumes at the high pressures encountered in the earth's core. Because they can fit much more easily into the more open crystalline structures of silicate and oxide minerals, they are concentrated in crust and mantle.After partial melting and differentiation, the Earth would have also allowed the release of gaseous compounds formed and trapped in the interior. Modern volcanoes release gases as magma is brought to the surface. These gasses give us an indication of the composition of the Earth’s earliest atmosphere: water vapor, CO2, CO, N2, H2, and hydrogen chloride. Water vapor would have condensed in the atmosphere and rained down as liquid on the surface, covering the Earth with water. It is also possible that the Earth has acquired some of its water from comets colliding with the Earth and melting in the upper atmosphere. Recently, some astronomers have argued that as many as 15 million small comets (house-sized and smaller) might be adding water to the atmosphere every year. However, this view is still controversial and concrete evidence for the existence of these comets has not yet been found. The Earth’s ancient atmosphere was probably highly enriched in CO2 - perhaps as much as 100 times the present amount. This may have been an important way the early Earth was warmed - astronomers theorize that the young sun was only 80% as bright as it is today, which would cause glacial conditions across the globe under our present atmosphere. As soon as the crust became cool enough not to remelt, convection driven plate tectonics probably began. Initially, because the Earth was much hotter than it was today, more heat would have been flowing up from the mantle. This would have created numerous hot spots and rifts, resulting in many small plates and subduction zones, as well as vigorous plate movement.Pretty soon after the onset of plate tectonics, the first continents should have formed (we will get into the details of this towards the end of this course). Remelting of oceanic crust combined with water along subduction zones would have caused the formation of the first felsic magmas (rich in silica , K, and Na) and the resulting island arcs. Also, remelting of crust over large hot spots might also have created felsic magmas (such felsic magmas are seen erupting from beneath Iceland today). No matter how it exactly happened, the first continents were probably produced as small land masses that eventually accreted together as plates were subducted and brought these protocontinents into collision. One of the characteristic minerals that forms in felsic magmas is zircon, and it is also very resistant to weathering, erosion, and remelting.  Zircons as old as 4.2 billion years have been found in Archean sediments from Australia, and the oldest rocks discovered so far ( billion years old) are metamorphic rock of the Acosta Formation from north-central Canada.  This indicates that felsic magmas formed as early as 4.2 billion years ago, only 400 million years after the Earth formed.  More recently, even older zircons have been discovered in ancient stream deposits from Australia, pushing the earliest formation of continental crust 200 million years further into the past (read story below).

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

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

44 - terre

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46 La fusion nucléaire réaction consistant à réunir deux petits noyaux (chargés positivement) pour en former un plus gros Structure nucléaire AZE Z protons (+) nucléons A-Z neutrons nombre de masse élément Dans chaque noyau d’hydrogène, il y a un proton, de charge positive. qui se repousse. Pour que cette réaction soit possible, il fallait une autre force qui l'emporte sur la force électrique. C'est la force d'interaction forte, qui va permettre entre autre d'assurer la cohésion des noyaux atomiques. Cette force d'interaction forte s'exerce donc entre des masses, quel que soit la charge des particules, elle est 100 à 1000 fois plus importante que la force électrique (relative aux charges des particules), et elle ne s'exerce que sur des distances très très très petites (inférieure à 10-14mètre !). Ainsi, si deux atomes se heurtent très violemment, la force d'interaction forte prendra le dessus sur la force électrique, et les noyaux pourront fusionner ! Dans une étoile, c'est cette réaction qui se produit en continu. Dans l'intense bouillonnement au cœur de l'étoile, des atomes d'Hydrogène fusionnent, et forment des atomes plus lourds, comme l'Hélium, vu au-dessus. Et ces atomes formés fusionnent eux aussi, et de nombreux atomes lourds se forment ainsi. Mais s'il n'y a plus assez d'Hydrogène dans l'étoile, celle ci ne produit plus d'énergie, et libère les atomes lourds qu'elle a formés, et meurent. C'est pour cela qu'on ne trouve pas que des atomes légers dans l'univers. Le Carbone, l'Oxygène et le Fer ont été crées dans les étoiles.  isotopes : formes d'un même élément dont les noyaux possèdent un nombre de protons identique et un nombre de neutrons différent nucléosynthèse initiale 1H + 1H 2D +e++ neutrino 2D + p He + g 2 3He 4He + 2 1H + g hydrogène : 11H hélium : 42He

47 La lumière en astronomie
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 ".

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

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

50 Le rayonnement du corps noir

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