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Géosciences 1: le système Terre. Histoire de l’univers La nucléosynthèse et la formation des planètes La structure interne de la Terre Eric Humler. Université.

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1 Géosciences 1: le système Terre. Histoire de l’univers La nucléosynthèse et la formation des planètes La structure interne de la Terre Eric Humler. Université de Nantes.

2 Géosciences 1: le système Terre. Histoire de l’univers 1.1. L’architecture de l’univers Les galaxies Un univers hiérarchisé L’expansion de l’univers Les dimensions de l’univers L’âge de l’univers La vie des étoiles Le fond cosmique Résumé. Eric Humler. Université de Nantes.

3 Histoire de l’univers Les unités: -L’année lumière (A.L)= 9, km. -L’unité astronomique (U.A) = km c’est la distance moyenne de la Terre au Soleil. -Le parsec est égal à 3,262 années lumière. Pour mémoire km est le diamètre de la Terre.

4 Histoire de l’univers Une explosion à la surface du soleil ce matin à 8h10 ne sera visible à Nantes qu’a 8h18. Autrement dit, l’observation à l’aide des télescopes permet de remonter le temps. Les télescopes les plus puissants permettent d’observer des objets qui sont situés à 14 milliards d’années lumière. L’analyse de cette lumière représente donc des informations remontant à la jeunesse de l’univers. Exemple: Les objets les plus lointain que l’on peut voir sont distants de la Terre d’environ km.De quand date cet événement ? La vitesse de la lumière est de km/s. Le temps nécessaire pour que la lumière de cet objet nous parvienne est donc de 17 Milliard d’années.

5 Histoire de l’univers 1.1. L’architecture de l’univers Les galaxies. Par un ciel nocturne dégagé on observe la voie lactée. En 1750, Thomas Wright suggère que la voie lactée est un ensemble d’étoiles rassemblée sous forme d’une galette aplatie. Cette hypothèse fut par la suite confirmée et aujourd’hui on propose un schéma tel que celui-ci: Masse estimée d’environ masse solaire. La galaxie est composée d’environ 10 9 à étoiles, de gaz interstellaires (1 atome de gaz par cm3) et de poussières (environ 1 à 2% de la masse totale). Les étoiles sont très éloignées les unes des autres. L’étoile la plus proche de notre soleil est distante de 3 A.L A.L 6000 A.L A.L Vitesse de rotation 250 km/s

6 Histoire de l’univers Au XIX siècle, l’amélioration des télescopes à permis de découvrir d’autres galaxies. Hubble arrive à mesurer la distance de la galaxie d’Andromède qu’il estime être à A.L de notre soleil. Les r é sultats les plus modernes donnent A.L. Le nuage de Magellan est à A.L. L ’ univers est donc pluri-galactique et ce r é sultat est connu depuis 1923 L ’ univers est donc constitu é de plus de 100 Milliard de galaxies (d ’ environ A.L de diam è tre) s é par é par des distances moyennes de l ’ ordre de 10 6 A.L.

7 Histoire de l’univers Les distances inter-galactiques ne sont donc pas beaucoup plus grandes que la dimension des galaxies elles mêmes et donc les collisions entre galaxies est un ph é nom è ne tr è s probable. Ces collisions permettent à la mati è re d ’ être projet é e dans l ’ espace inter- galactique A.L 6000 A.L A.L Vitesse de rotation 250 km/s

8 Histoire de l’univers Exemple: le diamètre de notre galaxie est de A.L et la galaxie la plus proche de nous est à A.L (nuage de Magellan). A l’intérieur de notre galaxie, notre soleil à un diamètre de 6, A.L et l’étoile la plus proche de notre soleil est à 3 A.L. Au premier ordre, la probabilté d’une collision entre deux objets est proportionnel au rapport t/d (t =taille de l’objet et d est la distance entre les 2 objets). La probabilité d’une collision entre 2 galaxies est proportionnel à / = 0,33. La probabilité d’une collision entre 2 étoiles dans notre galaxie est de 6, /3 = étoiles dans notre galaxie est de 6, /3 = A.L 6000 A.L A.L Vitesse de rotation 250 km/s

9 Histoire de l’univers Exemple: le diamètre de notre galaxie est de A.L et la galaxie la plus proche de nous est à A.L (nuage de Magellan). A l’intérieur de notre galaxie, notre soleil à un diamètre de 6, A.L et l’étoile la plus proche de notre soleil est à 3 A.L. Au premier ordre, la probabilité d’une collision entre deux objets est proportionnel au rapport t/d (t =taille de l’objet et d est la distance entre les 2 objets). La probabilité d’une collision entre 2 galaxies est proportionnel à / = 0,33. La probabilité d’une collision entre 2 étoiles dans notre galaxie est de 6, /3 = étoiles dans notre galaxie est de 6, /3 = La probabilité d’une collision inter-galactique est environ 10 6 supérieure à une collision entre 2 étoiles dans une même galaxie.

10 Histoire de l’univers Un univers hiérarchisé. Il existe 3 types de galaxies. -Galaxies spirales: 1/4 des galaxies dont la notre. Lors de la compression liées à la rotation de la galaxie sur elle même de jeunes é toiles naissent. -Galaxies elliptiques: 2/3 des galaxies. Elles sont appauvries en gaz. Les étoiles de ces galaxies sont vielles (10000 Ma). Elles ne forment pas d’étoiles et elles sont « grandes » (10 13 masse solaire). Emissions radio importante. -Galaxies irrégulières: Rare 1/10 des galaxies.

11 Histoire de l’univers L’expansion de l’univers. La vision du ciel nocturne donne l’impression que l’univers est immobile. En fait, les étoiles se déplacent les unes par rapports aux autres (de l’ordre de quelques centaines de kilomètres par secondes). Une étoile « rapide » parcoure km en une année. Cette distance est faible par rapport à la distance qui nous sépare des étoiles les plus proches de nous (environ 1/1000 ième ). Le déplacement n’est pas perceptible. La mesure du déplacement des objets célestes est cependant possible grâce à l ’ application de « l ’ effet Doppler ».

12 Histoire de l’univers L’effet Doppler repose sur le fait que la variation de la fréquence d’une onde est fonction du déplacement de la source par rapport à un observateur fixe. Les spectres des raies des corps chimiques sont légèrement décalés vers le rouge ou vers le bleu. = c.( T+ (VT/c))

13 Histoire de l’univers Galaxie très lointaine Galaxie proche Etoile Longueur d’onde (nm)

14 Histoire de l’univers L’expansion de l’univers. Décalage vers le rouge. V = H*d d = distance en mégaparsecs (10 6 parsecs) H est la constante de Hubble V = vitesse en km/s Hubble en 1924 compte sur 41 galaxies 36 s’éloignant de 5 se rapprochant de nous.

15 Histoire de l’univers Il existe un débat aujourd’hui au sujet de la valeur de la constante de Hubble. La valeur la plus récente est H = km.s -1.Mpc -1. Ces mesures militent en faveur d’un univers en expansion à partir d’une explosion initiale appelée BIG-BANG.

16 Histoire de l’univers Les dimensions de l’univers. Notre vision actuelle de l’univers repose sur 2 principes: -le principe d’universalité à savoir que les lois physiques sont les mêmes en tous points de l ’ univers. -le principe cosmologique qui stipule que l ’ univers est, à grande é chelle, uniforme et isotrope.

17 Histoire de l’univers Les observations et mesures aujourd’hui vérifient ces deux principes (pour le moment !): -la cartographie des radio-sources les plus intenses ne montre aucun écart significatif à une répartition aléatoire. -les mesures du rayonnement fossile par le satellite COBE (Cosmic Background Explorer) ont montré une concordance avec la courbe du corps noir à 2,7 °K.

18 Histoire de l’univers

19 Les modèles d’expansion- contraction sont basés sur les équations de champ d’Einstein. 3 modèles cosmologiques possibles: -« Univers ouvert »: la densité cosmique est inférieure à une densité critique = l’expansion est éternelle (courbe 3) -« Univers fermé »: la densité cosmique est supérieure à la densité critique = l’expansion prendra fin aboutissant à une phase de contraction (courbe 1) -« Univers plat »: la densité cosmique est égale à la densité critique= l’expansion se poursuit éternellement mais à un taux plus faible que dans le cas de l’univers ouvert (courbe 2)

20 Histoire de l’univers Est ce le modèle 1, 2 ou 3 le bon ? L’évaluation de la densité cosmique est difficile à déterminer. La densité de matière effectivement observée aujourd’hui est de g/cm 3 (1/100 de la densité critique). Donc le modèle « d’univers ouvert » serai le bon. Mais toute la matière n’est pas visible…le débat continu ! 3 1 2

21 Histoire de l’univers L’âge de l ’ univers. Une estimation de l ’ âge de l ’ univers peut être obtenu par 3 approches ind é pendantes: -le mouvement des galaxies -l ’ âge des plus vielles é toiles ( à partir de leurs ressources é nerg é tiques) -l ’ âge des plus vieux atomes (technique de la radioactivit é ). -le mouvement des galaxies Si les galaxies s ’é loignent les unes des autres avec une vitesse qui est proportionnelle à leur distance, il est possible de calculer le moment o ù elles é taient rassembl é es: 1/H = d/V 1/H = d/V En fonction de la valeur de la constante de Hubble l ’ âge de l ’ univers est compris entre 15 et 20 Ga.

22 Histoire de l’univers -L ’ âge des plus vielles é toiles. Estimation à partir de l ’ analyse des é l é ments chimiques qu ’ elles consomment pour assurer leur brillance.Les plus vielles é toiles auraient un âge compris entre 14 et 16 Ga. -Les radio-isotopes. La d é termination des rapports isotopiques dans les roches permet de dater ces roches. 235 U et 238 U se d é sint è grent avec des p é riodes diff é rentes. Le rapport 238 U/ 235 U varie en fonction du temps. Aujourd ’ hui ce rapport vaut 137,8. Il y a 65 Ma (Tertiaire) il valait 10. Lors de la naissance de la Terre, il é tait de 3 (il y a 4,57 Ga). Pour que ce rapport soit de 1 il faut remonter à 15 Ga. 3 approches indépendantes donnant une valeur moyenne de 15 Ga. Ces données militent en faveur du BIG-BANG.

23 Histoire de l’univers Noyaux très chauds : millions de degrés Séquence principale = 90% des étoiles actuelles dont le soleil Transformation de H en He Noyau encore plus chaud : 20 à 100 millions de degrés Les réactions nucléaires dégagent de l’énergie sous forme de rayonnement au cœur de l’étoile qui sort en surface sous forme de lumière visible Phase géante rouge (Beltegeuse et Antares) Hélium se combine : x3 = Carbone, x4 = Oxygène, x5=Néon = brique élémentaires des molécules de la vie Noyau encore + chaud Phase suivante Le Carbone se combine et donne du Sodium, de l’Aluminium, du Magnésium = composants des roches Noyau encore + chaud La vie des étoiles.

24 Histoire de l’univers Diagramme de Hertzsprung-Russel

25 Histoire de l’univers Le fond cosmique de rayonnement radio. Les modèles prédisant une source d’énergie très importante au moment du Big-Bang. Théoriquement, il doit rester des traces de cette énergie dans l’univers. Elle a servie entre autre a contrôler la production des noyaux lourd pendant la nucl é osynth è se. Les techniques ne permettaient pas avant 1989 de réaliser ce type de mesure. Non seulement les mesures du satellite COBE ont permis de montrer que l’hypothèse corps noir était la bonne mais en plus une carte du rayonnement fossile à été produite. Elle montre des fluctuations thermiques de l’ordre de degrés autour d’une valeur moyenne de 2,7 °K datant de ans après le big-bang.

26 RESUME - début de l’univers  Temps = seconde =0, s (limite de Plank de la théorie quantique) la matière de l'univers correspond à une "purée" de quarks, d'électrons et de positons baignant dans une énergie énorme (T° > mille milliards de degrés)la matière de l'univers correspond à une "purée" de quarks, d'électrons et de positons baignant dans une énergie énorme (T° > mille milliards de degrés) phase d'expansion jusqu'à s après le Big Bang.phase d'expansion jusqu'à s après le Big Bang.

27 Temps = 1µs =0, s : mise en action de la Force Forte la force nucléaire forte va devenir supérieure à l'agitation des quarks et va les lier entre eux (grâce aux gluons!) trois par trois pour former les protons et neutrons Temps = +/- 1min : Mise en action de la Force Faible Température n'est plus que de 3-10 milliards de degrés l'énergie thermique devient inférieure à la force faible. La nucléosynthèse initiale, avec la formation des noyaux atomiques légers à partir de la liaison des protons et neutrons peut alors débuter. Protons + électrons forment l’Hélium, l’Hydrogène et quelques éléments lourds

28 Expansion et refroidissement pendant … 1 million d’années Temps = ans : composition de l’univers électrons noyaux d'Hydrogène (protons) noyaux de deutérium 2H, 3He,4He 7Li La densité de matière étant plus faible, les photons peuvent circuler l'univers devient transparent Le rayonnement résultant est celui, découvert par Penzias et Wilson en 1963 et aujourd'hui refroidi à -270 degrés Celcius Rayonnement du fond du ciel mesuré par la sonde WMAP

29 RESUME -  Temps > ans : Mise en action de la force Electro-Magnétique Température < 3000 degrés univers est rouge comme le fer chauffé dans les forges terrestresTempérature < 3000 degrés univers est rouge comme le fer chauffé dans les forges terrestres naissance des atomes protons + électrons = Hydrogènenaissance des atomes protons + électrons = Hydrogène Naissance de quelques molécules comme la molécule d'H 2Naissance de quelques molécules comme la molécule d'H 2  Expansion et refroidissement…  Temps > ans : la gravité devient + forte que les force thermiques La purée d’atome d’Hydrogène et d’hélium se condense en grumeaux (phénomènes mal compris)La purée d’atome d’Hydrogène et d’hélium se condense en grumeaux (phénomènes mal compris) Gravité engendre la rotationGravité engendre la rotation Apparition des galaxies, des amas et super amas de galaxies Rotation et influences mutuelles fortes des galaxies entre elles (éloignement = seulement 10x leurs tailles)Apparition des galaxies, des amas et super amas de galaxies Rotation et influences mutuelles fortes des galaxies entre elles (éloignement = seulement 10x leurs tailles)

30  Cas des atomes les plus lourds : Possibilité de créer du fer par Si+MgPossibilité de créer du fer par Si+Mg mais réaction endothermique : refroidissement brutal du noyau qui ne supporte alors plus les couches externes, et s’effondremais réaction endothermique : refroidissement brutal du noyau qui ne supporte alors plus les couches externes, et s’effondre Réchauffement brutal et explosion avec des pics de température autour de 5 Milliards de degrésRéchauffement brutal et explosion avec des pics de température autour de 5 Milliards de degrés Permet la formation des noyaux lourds : le fer (26 protons)Permet la formation des noyaux lourds : le fer (26 protons) D'autres atomes sont créés par capture des neutrons émis lors de l’explosion : PlombD'autres atomes sont créés par capture des neutrons émis lors de l’explosion : Plomb  Cas des éléments légers et fragiles : Li, Be, B Fragiles, ne supportent pas les hautes températures, donc impossibles à créer dans coeur des étoilesFragiles, ne supportent pas les hautes températures, donc impossibles à créer dans coeur des étoiles Créés entre les étoiles à partir des éléments et du flux de particules stellaires : collision de proton + noyau OxygèneCréés entre les étoiles à partir des éléments et du flux de particules stellaires : collision de proton + noyau Oxygène

31 Lambeaux d’étoiles = milieu en cours de refroidissement, enrichi par les éléments lourds éjectés par les étoiles Noyaux capturent des électrons et deviennent des atomes Les atomes se combinent en molécules : Eau Gaz carbonique Alcool éthylique Amoniaque, méthane Formation des grains de poussière : Atomes (Al, Mg, Si) s’organisent en réseaux cristallins = nuages interstellaires opaques Des glaces se déposent : eau, gaz carbonique = micro planètes

32 Abondance des éléments chimiques dans la soleil

33 Formation de micro-planètes autour du soleil

34 Formation des minéraux

35 Température et séquence de condensation des éléments chimiques autour du soleil.

36 La séquence de condensation et les planètes.

37 Des olivines: Fe, Mg, Si et O

38 Planets come in two groups: Terrestrial Planets - Small, Dense and made of Rock and Iron MercureVenus Terre Mars

39 Planets come in two groups: Jovian Planets ( Joviennes ) - Large, Low Density, and Made of Gas and Ice JupiterSaturne Uranus Neptune

40 Des collisions entre les proto-planètes

41 Asteroides

42 Les météorites: fragments de proto-planètes

43 Allende CV3 carbonaceous chondrite Murchison CM2 carbonaceous chondrite Météorites « primitives »

44 Météorites « primitives » mais aussi plus évoluées

45

46 Origin of the Solar System: Interpretation Solar Nebula Hypothesis Asteroids

47 Abondance des éléments chimiques dans la soleil

48 Allende CV3 carbonaceous chondrite Murchison CM2 carbonaceous chondrite

49 Composition chimique du soleil en fonction de la composition des météorites « primitives » (carbonées)


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