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Lhistoire des premières centaines de millions dannées depuis le tout début du système solaire jusquà la mise en place des enveloppes solides actuelles.

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1 Lhistoire des premières centaines de millions dannées depuis le tout début du système solaire jusquà la mise en place des enveloppes solides actuelles. Elle commence il a environ 5 milliards ( ) dannées, 5 x 10 9 a ou 5 Ga, avec une supernova dans les environs stellaires... La formation du système solaire et de la Terre

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

3 Londe de choc dune supernova

4 Restes dun système solaire détruit La nébuleuse du Crabe dans la constellation du Taureau

5 Compression de la poussière de la nébuleuse et du nuage de gaz par londe choc dune supernova. Onde choc = compression

6 Après le passage de londe choc de la Supernova, le nuage seffondre sur lui-même pour donner naissance au système solaire. Après londe: Naissance du système solaire

7 Tout le cycle de la vie des étoiles sur un cliché! Nuages de gaz et de poussières en compression grâce à londe de choc dune supernova. Cycle de vie des étoiles

8 Nébuleuse dOrion à 1500 a.l. de nous (dans la dague de la constellation dOrion) Naissance détoile et de planètes dans le ciel dhiver Naissance détoies et de planètes: Vue d Orion

9 E. gravitationnelle conver- tie en chaleur. Sublimation des poussières. Lessentiel de la chaleur est produite au centre: Allumage du soleil à env. 10 x 10 6 K par fusion nucléaire. Refroidissement, les gaz recondensent en poussières qui sagglomérent en planétésimes puis en planètes. De la nébuleuse au système solaire

10 Laccrétion de la nébuleuse solaire

11 Disques proto- planétaires dOrion

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

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

14 Les planétésimes sont moins nombreux et plus grands Plus tard dans lhistoire de la nébuleuse et rapidement, en 10 5 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 Half-Finished Earth À la fin de laccrétion, 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 Les planétésimes regroupés forment des planètes

16 Par quels mécanismes? Condensation passage de létat gazeux à létat solide qui accompagne le refroidissement ou laugmentation 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 sest effectuée dans lespace ou dans le soleil. Conditions physiques. Temperature déclinante mais oscillante; pression augmentante pendant leffondrement. Composition. Meilleure estimation fournie par la composition de latmosphère solaire et celles des météorites.

18 La condensation! Cest quoi? Cest la transformation des gaz en solides Elle est causée par labaissement de la température. La température de condensation varie dun 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. Laccrétion des solides est plus efficace que celle des gaz; cest pourquoi de grandes planètes riches en volatils se sont développées dans les parties froides périphériques de la nébuleuse.

19 Accrétion dune 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 Jupiter et Saturne sont essentiellement gazeuses.

22 Uranus et Neptune: surtout des glaces déléments légers Uranus et Neptune 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 Pourquoi? Les éléments à T de fusion/sublimation différentes ont condensé à des distances variables dans la nébuleuse La différence fondamentale est la distance dans la nébuleuse à laquelle les planétésimes qui ont formé ces planètes, ont eux-mêmes condensé! Sulfur

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 lhistoire 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 sest dabord 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 lorigine la Lune était chaude et recouverte dun océan de magma. Mais, la Lune est petite et a refroidi rapidement. Elle na aujourdhui plus aucun volcanisme; aucune activité ou biologique ou géologique. Nous y reviendrons bientôt!

29 La Terre a grandi par accrétion de planétésimes par attraction gravitationelle. Ce nétait 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. La croissance planétaire nest pas un long fleuve tranquille!

30 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 (locéan 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 quexiste de leau liquide. Il y a 4.4 Ga: un noyau, un manteau et une croûte

31 Concentrations relatives des éléments dans le manteau terrestre On peut distinguer 3 groupes déléments: 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 Météorites: les chondrites carbonées, le groupe le plus primitif, sont habituellement choisies comme matériel dorigine pour la formation de la Terre. Atmosphère solaire :sa composition est établie grâce à des analyses spectroscopiques. Noyau: considéré comme formé dun alliage de Fe+Ni et dun 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. Terre primitive Matériel initial La composition du materiel initial du système solaire est estimé à partir de: Différenciation au cours de laccrétion

34 Estimations de composition plus 33,3% H 2 O+CO 2

35 Les météorites? chondrules 1 cm Chondrite Météorite de fer

36 Classification et origine des météorites Achondrites Morceaux dune planète différenciée. Achondrites pierreuses: fragments du manteau (minéraux silicatés: olivine, pyroxène, plagioclase) Sidérites (météorites ferreuses): frag- ments du noyau (alliages de Fe-Ni). Chondrites 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.

37 Classification des éléments chimiques selon Goldschmidt

38 Différenciation pendant lévolution de la Terre Comment estimer la composition du manteau primitif en utilisant des roches dune Terre diférenciée?

39 Concentrations relatives des éléments dans le manteau terrestre

40 Accrétion dune nébuleuse homogène

41 Problèmes avec laccrétion homogène Pas un seul type de météorite na la composition du matériel initial adéquat. Il existe plusieurs propositions mais aucune nexplique toutes les données disponibles. Lexistence 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 nont 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 sest 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 létat 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 dune partie à lautre du système solaire; perte de matériél au profit du soleil et de lespace.

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 laccrétion et de ce bombardement génère un volcanisme intense qui marque la surface qui est trop chaude pour leau liquide. La Terre a alors une atmosphère transitoire dominée par le CO 2 qui est perdue dans lespace 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 levolution de la Terre

45 Les collisions dérivent de 2 types dobjets: 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 leau sur Terre? Volcanisme: source de gaz (surtout du CO 2 ) La contribution essentielle du bombardement tardif dastéroïdes 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 lorigine de la vie? Les comètes sont en effet, riches en composés organiques qui sont les briques de base de la vie!

49 Quel est lâge des plus anciennes roches de notre système solaire? …et sur notre propreTerre? Lâge de roches les plus anciennes!

50 Trois types: Magmatiques ou ignées--formées par le feu--issues du refroidissement dun liquide (magma) volcaniquesplutoniques basaltegabbro andésitegranodiorite rhyolitegranite 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 leffet de la chaleur et de la pression sur les roches précédentes. Marbre, schiste, gneiss Quelles roches?

51 Comment mesurer lâge... 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 = N o e - t

54 Different isotopes have a different half life t = 0 un minéral cristallise -- contient seulement lisotope 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 jusquà 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...

55 Comment dater des minéraux? La pente de la droite qui passe à travers les échantillons est proportionelle à lâge de la roche. 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 ( 87 Rb est le parent de 87 Sr) par rapport à ceux de lélément fils qui ne sont pas radioactifs ( 86 Sr).

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 nexhibe que quelques centaines de cratères--et tous sont beaucoup plus récents que la phase précoce du bombardement.

57 En plus de lérosion, 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 Earths 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.


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