La formation du système solaire et de la Terre

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1 La formation du système solaire et de la Terre
L’histoire des premières centaines de millions d’années depuis le tout début du système solaire jusqu’à la mise en place des enveloppes solides actuelles. Elle commence il a environ 5 milliards ( ) d’années , 5 x 109 a ou 5 Ga, avec une supernova dans les environs stellaires. . .

2 Mort d’une Supernova Supernova SN 1997A
L’Histoire d’un nouveau système solaire débute avec la mort d’un systéme précédent.Une étoile devient une nova ou une supernova, se détruisant elle-même ainsi que son système planétaire. Supernova SN 1997A Mais en même temps, de nouveaux éléments sont produits et ainsi les graines d’un nouveau système créées.

3 L’onde de choc d’une supernova

4 Restes d’un système solaire détruit
La nébuleuse du Crabe dans la constellation du Taureau

5 Onde choc = compression
Compression de la poussière de la nébuleuse et du nuage de gaz par l’onde choc d’une supernova.

6 Après l’onde: Naissance du système solaire
Après le passage de l’onde choc de la Supernova, le nuage s’effondre sur lui-même pour donner naissance au système solaire.

7 Cycle de vie des étoiles
Tout le cycle de la vie des étoiles sur un cliché! Nuages de gaz et de poussières en compression grâce à l’onde de choc d’une supernova.

8 Naissance d’étoies et de planètes: Vue d’ Orion
Naissance d’étoile et de planètes dans le ciel d’hiver Naissance d’étoies et de planètes: Vue d’ Orion Nébuleuse d’Orion à 1500 a.l. de nous (dans la dague de la constellation d’Orion)

9 De la nébuleuse au système solaire
E. gravitationnelle conver- tie en chaleur. Sublimation des poussières. L’essentiel de la chaleur est produite au centre: “Allumage” du soleil à env. 10 x 106 K par fusion nucléaire. Refroidissement, les gaz recondensent en poussières qui s’agglomérent en planétésimes puis en planètes.

10 L’accrétion de la nébuleuse solaire

11 Disques proto-planétaires d’Orion

12 Gaz et poussières condensent en protoplanètes
D’abord par force électro-statique et de Van der Waals, puis par gravité

13 Les planétésimes grandissent...
Au sein d’un nébuleuse jeune riche en gaz et pousières avec une étoile jeune en son centre, les plané-tésimes sont mé-triques à hecto-métriques.

14 Les planétésimes sont moins nombreux et plus grands
Plus tard dans l’histoire de la nébuleuse et rapidement, en 105 ans: - il y amoins de gaz et de poussières. - les planétésimes sont moins nombreux et plus gros; les relations dominées par la gravité - leur taille varie du kilométre à des cen-taines de kilomètres.

15 Les planétésimes regroupés forment des planètes
Half-Finished Earth À la fin de l’accrétion, les planétésimes ont formé des planètes de tailles comprises entre centaines et milliers de km de diamètre Les impacts vont encore jouer un rôle important dans la croissance des planè-tes

16 Par quels mécanismes? Condensation Accrétion
passage de l’état gazeux à l’état solide qui accompagne le refroidissement ou l’augmentation de pression. Accrétion aggrégation de particules de poussières qui forment de grands grumeaux de matière solide, collision de grumeaux pour former des planétésimes et ensuite les planètes planètes. Etait-elle homogène ou hétérogène cette accrétion? Deux cas?

17 Etat initial de la nébuleuse
Masse de la nébuleuse (sans le soleil!): Masse minimale = masse des éléments “lourds” (A>2) dans les planètes + H et He suffisants pour obtenir la composition du soleil: ~ 0.01 masse solaire. La masse initiale est estimée à ~10 fois la masse minimale. La perte s’est effectuée dans l’espace ou dans le soleil. Conditions physiques. Temperature déclinante mais oscillante; pression augmentante pendant l’effondrement. Composition. Meilleure estimation fournie par la composition de l’atmosphère solaire et celles des météorites.

18 La condensation! C’est quoi?
C’est la transformation des gaz en solides Elle est causée par l’abaissement de la température. La température de condensation varie d’un élément à un autre. Le niveau de condensation varie au sein de la nébuleuse: dans les régions chaudes, seuls les réfractaires ou les molécules sont solides; dans les régions froides, réfractaires et volatils sont solides. L’accrétion des solides est plus efficace que celle des gaz; c’est pourquoi de grandes planètes riches en volatils se sont développées dans les parties froides périphériques de la nébuleuse.

19 Accrétion d’une nébuleuse chaude homogène
Effondrement vers le plan médian du disque

20 Proches du soleil, les planètes sont rocheuses
Mais les planètes différent les unes des autres! Pourquoi? Comparons la Terre et Mars Elles sont toutes les deux essentiellement rocheuses (les planètes télluriques sont Mercure, Vénus, la Terre Mars)

21 Les géantes Jupiter et Saturne: surtout des gaz légers
sont essentiellement gazeuses.

22 Uranus et Neptune: surtout des glaces d’éléments légers
sont surtout glacées

23 Une “ligne de gel” sépare les planètes internes et externes.
Les planètes formées à partir des planétésimes et condensées près du soleil sont rocheuses alors que celle formées loin de lui sont riches en gaz et en glaces.

24 les planétésimes qui ont formé ces planètes, ont eux-mêmes condensé!
Pourquoi? Les éléments à T de fusion/sublimation différentes ont condensé à des distances variables dans la nébuleuse Sulfur La différence fondamentale est la distance dans la nébuleuse à laquelle les planétésimes qui ont formé ces planètes, ont eux-mêmes condensé!

25 La séquence de condensation

26 Un corps de la taille de Mars a heurté la Terre il y a 4,4-4,5Ga
Vers la fin de la période de croissance, il y a Ga, un impact avec un corps de la taille de Mars a eu un effet majeur sur l’histoire de la Terre. Les éléments volatils ont été perdus.

27 La Lune : accrétion de débris issus du manteau de la Terre.
Cet impact a éjecté du matériel (surtout du mantle) qui s’est d’abord condensé en un anneau qui a ensuite formé la Lune. La Lune était alors beaucoup plus proche de la Terre et sa période de révolution était plus courte que la période de rotation de la Terre (pensez à une figure de patineur)

28 La Lune: refroidissement rapide, perte de son atmosphère, sans activité géologique.
A l’origine la Lune était chaude et recouverte d’un océan de magma. Mais, la Lune est petite et a refroidi rapidement. Elle n’a aujourd’hui plus aucun volcanisme; aucune activité ou biologique ou géologique. Nous y reviendrons bientôt!

29 La croissance planétaire n’est pas un long fleuve tranquille!
La Terre a grandi par accrétion de planétésimes par attraction gravitationelle. Ce n’était pas un processus tranquille!! La Terre a été bombardée par des millions (?) de petits corps ressemblant aux météorites et comètes actuelles. Le bombardement a chauffé la Terre et ce chauffage a été amplifié par la contraction gravitationnelle. La fusion partielle ou totale de la Terre en a découlé créant un océan de magma et le matériel plus dense, riche en Fe qui se trouve au centre de la Terre.

30 Il y a 4.4 Ga: un noyau, un manteau et une croûte
Il y a 4.4 Ga, la Terre possède: une graine solide dominée par le fer métal et un noyau externe de métaux liquides, un manteau partiellement fondu (l’océan de magma) peut être avec une fine peau de roches refroidies au sommet -- la croûte primordiale (comme la peau du lait!) Soulignons que la surface était trop chaude et instable pour qu’existe de l’eau liquide.

31 Concentrations relatives des éléments dans le manteau terrestre
On peut distinguer 3 groupes d’éléments: les volatils, les sidérophiles et les réfractaires

32 Différenciation pendant la formation de la Terre
Les éléments se séparent les uns des autres en fonction de leurs caractéristiques physico-chimiques (T de fusion, de sublimation, densité).

33 Différenciation au cours de l’accrétion
Terre primitive Matériel initial Noyau: considéré comme formé d’un alliage de Fe+Ni et d’un autre élément plus léger (données de géophysiques et composition des météorites de ferreuses. Manteau primitif = manteau avant extraction des croûtes océanique et continentale: Sa composition est évaluée grâce aux xénolithes de manteau, des basaltes et komatiites, des données géophysiques… Atmosphère: sa composition primitive est très incertaine. La composition du materiel initial du système solaire est estimé à partir de: Météorites: les chondrites carbonées, le groupe le plus primitif, sont habituellement choisies comme matériel d’origine pour la formation de la Terre. Atmosphère solaire :sa composition est établie grâce à des analyses spectroscopiques.

34 Estimations de composition
plus 33,3% H2O+CO2

35 Les météorites? Chondrite Météorite de fer 1 cm chondrules

36 Classification et origine des météorites
Chondrites MANTEAU NOYAU 10 à 1000 km 1 à 100 m Météorites primitives, non-différenciées composées de chondrules (petites spérules de minéraux silicatés). Chondrite carbonée - la plus primitive (minéraux silicatés, plus oxydes de Fe, graphite, minéraux hydratés. Achondrites Morceaux d’une planète différenciée. Achondrites pierreuses: fragments du manteau (minéraux silicatés: olivine, pyroxène, plagioclase) Sidérites (météorites ferreuses): frag-ments du noyau (alliages de Fe-Ni).

37 Classification des éléments chimiques selon Goldschmidt

38 Différenciation pendant l’évolution de la Terre
Comment estimer la composition du manteau primitif en utilisant des roches d’une Terre diférenciée?

39 Concentrations relatives des éléments dans le manteau terrestre

40 Accrétion d’une nébuleuse homogène

41 Problèmes avec l’accrétion homogène
Pas un seul type de météorite n’a la composition du matériel initial adéquat. Il existe plusieurs propositions mais aucune n’explique toutes les données disponibles. L’existence de grains présolaires (inclusions réfractaires Ca-Al-Ti, microdiamants) indique que le matériel initial était hétérogène; la nature des grains indique que des parties de la nébuleuse n’ont jamais été chaudes. Il y a des évidences que le chauffage a été irregulier et que la température a grandement fluctué - les chondrules ont été chauffés très ponctuellement sans provoquer de perte notable en volatils. La nature appauvrie en volatils des planètes telluriques requiert que leur perte s’est produite quand elles se sont formées.

42 Le scénario hétérogène!
Le matériel initial comprend plusieurs composants: Composant A - hautement réduit et sans volatils; Fe à l’état métal. Component B - oxydé et riche en volatils dans les proportions des CI; Fe est oxydé. Grains présolaires réfractaires. Les températures ont fluctué du fait des émissions de gaz et des radiations du jeune soleil instable. Des cycles de condensation et de sublimation se succèdent en différents points de la nébuleuse. Transfert de matériel d’une partie à l’autre du système solaire; perte de matériél au profit du soleil et de l’espace.

43 Si les grandes structures perdurent (noyau, manteau, croûte), les preuves des impacts précoces ont été effacées. Il y a 4.4 Ga, la Terre et la Lune sont formées. Les structures internes de la Terre actuelle sont en place. Mais la surface est intensément bombardée par des astéroides et des comètes. La chaleur issue de l’accrétion et de ce bombardement génère un volcanisme intense qui marque la surface qui est trop chaude pour l’eau liquide. La Terre a alors une atmosphère transitoire dominée par le CO2 qui est perdue dans l’espace lors des grands impacts. Manicouagan ~100 Km diam.

44 La cratérisation chute rapidement entre 4.4 Ga et 3.8 Ga
Taux de bombardement de la Lune (et prob. de la Terre au cours du temps. On remarque la chute rapide entre 4.4 et 3.8 Ga Le bombardement est un mécanisme important de l’evolution de la Terre

45 Les collisions dérivent de 2 types d’objets: les rocheux et les glacés.
Les corps étaient des astéroïdes (ou des météorites) rocheux Et des comètes comme des “boules de neige sale”

46 Les plus grands impacts auraient effacé la vie en vaporisant tout océan précoce
De nombreux impacts étaient assez puissants pour vaporiser entièrement tout océan existant et pour créer une atmosphère de vapeur.

47 Comètes: peut être la source essentielle de l’eau sur Terre
Comètes: peut être la source essentielle de l’eau sur Terre? Volcanisme: source de gaz (surtout du CO2) La contribution essentielle du bombardement tardif d’astéroïdes et de comètes est son apport en volatils à une Terre appauvrie. Ces éléments sont devenus notre atmosphere, nos océans et nous!

48 Les comètes: sont elles à l’origine de la vie?
Les comètes sont en effet, riches en composés organiques qui sont les briques de base de la vie!

49 L’âge de roches les plus anciennes!
Quel est l’âge des plus anciennes roches de notre système solaire? …et sur notre propreTerre?

50 Quelles roches? Trois types:
Magmatiques ou ignées--”formées par le feu”--issues du refroidissement d’un liquide (magma) volcaniques plutoniques basalte gabbro andésite granodiorite rhyolite granite Sédimentaires--constituées de précipités chimiques ou de débris de roches plus anciennes précipités chimiques : calcaire, évaporite, chert sédiments détritiques: grès, conglomérat, arkose Métamorphiques--formées par l’effet de la chaleur et de la pression sur les roches précédentes. Marbre, schiste, gneiss

51 Comment mesurer l’âge... Ages absolus par datation radiométrique de roches magmatiques Ages relatifs déduits des relations entre roches: recoupement et superposition.

52 Les plus anciennes roches du SS et de la Terre ne contiennent pas de fossiles.

53 Décroissance radioactive = horloge isotopique
dN/N = -t or N = No e- t

54 Different isotopes have a different half life
t = 0 un minéral cristallise -- contient seulement l’isotope père t = 1 demi-vie --1/2 père (bleu), 1/2 fils (blanc) t = 2 demi-vies --1/4 père (bleu), 3/4 fils (blanc) Toute paire père - fils est utile pour dater les événements jusqu’à environ 6 demi-vies. Une fois ce point passé, les changements de proportions entre père et fils sont si petits que la datation devient très imprécise... Different isotopes have a different half life

55 Comment dater des minéraux?
Les minéraux peuvent piéger des nuclides radioactifs et quelques atomes fils. Ceci est évalué en analysant plusieurs échantillons et en considérant les proportions des isotopes qui sont radioactifs (87Rb est le parent de 87Sr) par rapport à ceux de l’élément fils qui ne sont pas radioactifs (86Sr). La pente de la droite qui passe à travers les échantillons est proportionelle à l’âge de la roche.

56 Qui a effacé les cratères de la surface de la Terre?
La Lune est couverte de cratères dont beaucoup datent du bombardement précoce intense qui a pris fin il y a environ 3.8 Ga. En revanche, la Terre n’exhibe que quelques centaines de cratères--et tous sont beaucoup plus récents que la phase précoce du bombardement.

57 En plus de l’érosion, la Terre a un recyclage à grande échelle: la tectonique des plaques!
Pourquoi une telle différence? Parce que la Terre est une planète active et pas la Lune! Les premières centaines de km de la Terre sont rompues en plaques tectoniques qui sont constamment créées et détruites.

58 Earth’s oceanic crust is nowhere older than 190 Ma.
Le fond des océans de la Terre est jeune (< 160 Ma), beaucoup plus jeune que la plupart des roches continentales et lunaires. Earth’s oceanic crust is nowhere older than 190 Ma.