Comètes − Astéroïdes − Etoiles filantes
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Comètes − Astéroïdes − Etoiles filantes − Météorites But Permettre aux élèves de découvrir la nature physique de ces notions par des activités de recherches. Test de conceptions Oralement − graphiquement: qu’est qu’une comète, une étoile filante, une météorite ? Où les trouve−on ? D’où viennent−elles ? Quelles sont leurs tailles ? Activités spécifiques I) Modèle d’une comète But Les photographies de comètes ne permettent pas de se faire une idée de la taille de leur queue comparativement à celle de leur chevelure ou de leur noyau. Cette activité permet aux élèves de discuter des comètes, d’acquérir le vocabulaire qui leur est associé, et de prendre conscience des tailles relatives des différentes composantes de ces objets. Finalement, on met l’accent sur la relation qu’il y a entre les comètes et les étoiles filantes. Bon à savoir Une comète est un « iceberg poussiéreux » qui voyage autour du Soleil à des vitesses qui peuvent être aussi grandes que le million de kilomètres à l’heure. Une comète est non seulement composée de glace d’eau, mais aussi de gaz gelés comme l’ammoniac et le méthane. La plupart des comètes se trouvent toujours à de grandes distances du Soleil et ne sont que des solides complètement gelés. Cependant, un certain nombre d’entre elles se rapprochent périodiquement de l’astre du jour. Lorsqu’une de ces comètes approche de l’orbite de Jupiter (à quelques 800 millions de kilomètres du Soleil) elle commence à sublimer (passer directement de l’état solide à l’état gazeux) sous l’effet de la chaleur solaire. Un nuage de gaz et de poussières se forme autour du noyau solide de la comète. Ce nuage est appelé la chevelure. Sa taille est généralement plus importante que celle de la Terre et peut atteindre 800’000 kilomètres de diamètre. Lorsque la comète atteint l’orbite de Mars (à environ 230 millions de kilomètres du Soleil) les gaz et la poussière de la chevelure sont “soufflés” à l’opposé de notre étoile par le vent solaire (composé de particules, essentiellement des protons et des électrons, se déplaçant à des vitesses de l’ordre de 900 km/s). Une longue queue se forme, qui peut atteindre une longueur de 100 millions de kilomètres. Matériel Boules de coton. Papier crêpe ou ficelle, laine. Colle. Papier de couleur. Punaises. Procédure L’échelle utilisée pour cette activité est: 1 cm = 100’000 km. Les élèves collent du coton, afin d’en faire une boule d’un diamètre d’environ 5 cm (la chevelure), au centre de la feuille colorée. Ils coupent alors 10 à 15 bandes de papier crêpe d’une longueur de 4 à 5 m. Ils punaisent la feuille colorée (avec la chevelure) à une extrémité d’un mur de la classe. Ils rassemblent une des extrémités des bandes de papier crêpe et la fixent à côté de la chevelure. Ils déploient alors la queue (les bandes de papier) le long du mur et en fixent l’autre extrémité de façon à rendre le modèle cométaire réaliste (on prendra soin de faire apparaître des vagues et des nœuds dans la queue). Finalement les élèves identifient les différentes parties de la comètes et les notent. Discussion − extension Quelle serait la taille de la Terre dans ce modèle ? Du système Terre − Lune ? De quoi est composée la queue d’une comète ? Que deviennent ces matériaux ? II) Le mouvement des comètes But Visualiser le mouvement d’une comète autour du Soleil, le changement d’orientation de sa queue, ainsi que son apparition et sa disparition. Bon à savoir La même chose que pour l’activité “ Modèle d’une comète”. Matériel Les deux feuilles annexées. Procédure Les élèves découpent les 18 dessins se trouvant sur les deux pages annexées. Ils les superposent dans l’ordre (avec l’image 1 au sommet de la pile). Puis ils les font défiler rapidement pour simuler un mouvement continu. Ils doivent identifier au moins trois caractéristiques concernant les comètes. Discussion − Extension On part des caractéristiques relevées par les élèves et on tente de les expliquer. Pourquoi la queue n’est pas toujours présente ? Quand apparaît−elle ? Quand disparaît−elle ? Comment est−elle dirigée par rapport au Soleil ? Pourquoi ? Est−ce que la comète voyage toujours à la même vitesse ? Si non, quelles sont les modifications de la vitesse ? Pourquoi ? Analyse de l’ancien billet de 10 francs (reproduction en annexe). Est−il exact ? Pourquoi ? III) Le système solaire interne: la place des astéroïdes − météorites But Pour prendre conscience de la place et de l’importance de la Terre par rapport aux astéroïdes et aux météorites il est important de connaître la configuration du système solaire interne, incluant les tailles relatives de ses divers composants et des distances qui les séparent. La plupart des cartes du système solaire montrent les orbites planétaires avec une échelle différente de celle des planètes elles−mêmes. Les élèves en tirent une fausse impression et ont de la peine à imaginer la petitesse des planètes comparativement aux distances qui les séparent et combien la Terre est une cible de petite taille pour les météorites. Bon à savoir On pense que la plupart des météorites sont des fragments d’astéroïdes, qui sont eux−mêmes des petites “planètes” ou des corps de glaces et/ou de roches orbitant autour du Soleil. Le plus grand astéroïde connu est Cérès (940 km de diamètre). Il est néanmoins beaucoup plus petit que la Lune (3500 km de diamètre). Cérès fut le premier astéroïde découvert (en 1801) et, depuis, quelques 6000 autres ont été découverts. Les astéroïdes sont si petits que les télescopes ne peuvent les voir que comme des points lumineux. Récemment, la sonde interplanétaire Galileo passa à côté des astéroïdes Gaspra et Ida et nous en envoya des images. Tout deux sont des corps rocheux, irréguliers, apparement brisés et ayant depuis subi des impacts. Grâce à la lumière solaire que les astéroïdes réfléchissent, nous savons que la plupart d’entre eux sont des mélanges de métaux et de silicates. La majorité des astéroïdes orbitent dans une “ceinture” comprise entre 2.2 et 3.2 fois la distance moyenne de la Terre au Soleil (150 millions de km). Leurs orbites sont des ellipses, qui les amènent plus ou moins proche du Soleil. Seul un petit nombre d’astéroïdes ont des orbites les amenant proche de la Terre. On pense que ce sont eux qui sont à l’origine de quelques météorites. Un astéroïde qui croise l’orbite terrestre peut entrer en collision avec notre planète et y causer des dommages importants. On connaît aujourd’hui près de 200 de ces objets et on estime que 20 à 40 % d’entre eux entreront en collision avec la Terre dans le prochain million d’années. Nous ne connaissons pas, à l’heure actuelle, d’astéroïde qui pourrait entrer en collision avec notre planète dans les 200 prochaines années. Si un tel événement devait survenir nous le saurions probablement plusieurs années à l’avance et les élèves vont pouvoir constater avec le modèle du système solaire qui leur est proposer de réaliser que la Terre est réellement une petite cible. Mais quand il y a un million de projectiles, sur un temps suffisamment long, la probabilité d’un impact devient très grande. Pour découvrir de nouveaux astéroïdes les astronomes photographient le ciel nocturne et recherchent des “étoiles” qui se déplacent par rapport aux étoiles réelles. Une photographie longue pose, avec une compensation du mouvement de rotation de la Terre, fait apparaître les étoiles comme des points et les astéroïdes comme des traînées, à cause de leur mouvement propre important. Pour connaître l’orbite d’un astéroïde il n’est pas nécessaire de le suivre tout au long de sa révolution autour du Soleil. La connaissance de sa position à quelques instants différents répartis sur plusieurs semaines, ou mois, est suffisante. Matériel A] Cartons de 60 cm x 60 cm. Papier à dessin blanc de 60 cm x 60 cm. Punaises (hautes). Crayons, stylos. Ficelle. Ciseaux. B] Carton de 1.2 m x 1.2 m. Punaises (hautes). Crayons de couleur. Ficelle. Ciseaux. Règles millimétriques. Rapporteurs. Pâte à modeler (jaune). Procédures A] Dessiner des cercles et des ellipses. But: Les élèves vont dessiner des cercles et des ellipses pour illustrer les formes fondamentales des orbites dans le système solaire. Il vont aussi définir une orbite elliptique à partir de la connaissance de trois de ses points. Activité: On prépare des morceaux de ficelle d’une longueur de 40 cm, que l’on referme en boucles. On pose le papier à dessin sur les cartons. 1) Les élèves plantent UNE punaise au centre de leur feuille blanche. Il passe la ficelle autour de la punaise et la tende avec le crayon. En maintenant la ficelle tendue ils tracent la forme géométrique obtenue en tournant autour de la punaise. 2) Les élèves plantent DEUX punaises, séparées par 10 − 15 cm, dans une nouvelle feuille. Ils placent la ficelle autour des DEUX punaises et tracent la figure géométrique obtenue en tournant autour des punaises. On discute les résultats. On introduit le vocabulaire (rond, cercle, ovale, ellipse). Quels sont les différences entre les cercles et les ellipses ? Quelle est la forme dessinée lorsque les deux punaises sont l’une à côté de l’autre ? On fait remarquer que les orbites des astéroïdes sont des ellipses et non des cercles. Que le Soleil est à la place de l’une des punaises. On rappelle aussi que les astronomes peuvent reconstituer l’orbite d’un astéroïde à partir de trois de ses points. Dans l’activité suivante on formera deux groupes (ou plusieurs fois deux groupes). Le premier va dessiner une ellipse et le second va travailler comme les astronomes. Il va tenter de reconstruire l’ellipse originale à partir de trois de ses points. 3) Le groupe I dessine une ellipse (cf point 2). Il enlève les deux punaises et superpose au dessin une seconde feuille de papier. Sur cette seconde feuille il “décalque” trois points sur l’orbite, ainsi que la position de l’une des punaises, ce sera le Soleil. Cette seconde feuille est donnée au groupe II, le groupe des “astronomes”. Ce deuxième groupe doit trouver une position pour la seconde punaise qui permette de dessiner une ellipse passant par les trois points connus (à condition que le groupe II utilise une ficelle de même longueur que le groupe I, sinon le groupe II doit AUSSI déterminer la longueur de la ficelle). Une fois le travail réalisé, on compare le résultat avec l’ellipse originale. Discussion: Comment décrire une ellipse ? Qu’est−ce qui est important à savoir si on veut pouvoir dessiner une ellipse identique à un modèle ? Que devrait−on savoir de plus si l’ellipse flotte dans l’air, avec une orientation quelconque ? B] Modèle du système solaire interne But: Les élèves vont apprendre comment les météorites et les astéroïdes voyagent de la ceinture des astéroïdes jusqu’à la Terre. On met ici l’accent sur la construction d’un modèle à l’échelle du système solaire interne (du Soleil à la ceinture d’astéroïdes), incluant un certain nombre d’astéroïdes qui pourraient éventuellement percuter un jour la Terre. A l’échelle du modèle le système solaire interne tient sur un carton de 1.2 m x 1.2 m et la Terre est juste assez grande pour être visible. Activité: On marque le centre du grand carton: ce sera la position du Soleil. On dessine un cercle de 1.8 − 2 mm autour de ce point: c’est la taille du Soleil à l’échelle. On tire un trait léger depuis le centre du Soleil jusqu’à un bord du carton (cette ligne permettra d’orienter les axes principaux des orbites). Une boucle de ficelle est nécessaire pour chaque orbite. On utilise les longueurs de ficelles données dans la Table 1 (2e colonne. Il s’agit de la circonférence de la boucle). Table 1 ORBITE DE LONGUEUR DE LA FICELLE NOMBRE DE PUNAISES DISTANCE SOLEIL – 2E PUNAISE ANGLE SOLEIL − 2E PUNAISE Mercure 18 cm 2 3.1 cm 270° Vénus 27 cm 1 −− −− Terre 39 cm 1 −− −− Mars 64 cm 2 5.6 cm 45° Bord interne de la ceinture d’astéroïdes 84 cm 1 −− −− Bord externe de la ceinture d’astéroïdes 122 cm 1 −− −− Cérès 114 cm 2 8.4 cm 78° 1983RD 118 cm 2 39 cm 173° Icarus 85 cm 2 38 cm 330° Les élèves dessinent les différentes orbites selon la technique présentée dans la partie A]. Pour dessiner l’orbite de la Lune il faut choisir un point de l’orbite terrestre et décider que c’est la position de la Terre. Autour de ce point on dessine un cercle d’un diamètre de 5 mm de rayon qui représente l’orbite de la Lune. Les élèves complètent le modèle en y ajoutant les planètes et les astéroïdes (!) à la même échelle. Les tailles réelles des divers corps, ainsi que leurs tailles à l’échelle sont données dans la Table 2. Table 2 ASTRE DIAMÈTRE RÉEL DIAMÈTRE À L’ÉCHELLE DU MODÈLE Soleil 1’400’000 km 1.8 mm Mercure 4880 km 1/150 mm Vénus 12’100 km ~1/50 mm Terre 12’800 km ~1/50 mm Lune 3480 km 1/200 mm Mars 6800 km ~1/100 mm Cérès 940 km ~1/1000 mm 1983RD 0.8 km ~1x10−6 mm Iacrus 0.9 km ~1x10−6 mm La Terre et Vénus sont quasiment invisibles à cette échelle. La Lune, Mercure, Mars et les astéroïdes le sont complètement. Discussion Encourager les échanges d’idées sur les tailles et les distances dans le système solaire lors de la construction du modèle. Arriver à la constatation que le système solaire est essentiellement vide et que la Terre est une toute petite cible se déplaçant autour du Soleil. Elle n’est pas fréquemment frappée par des astéroïdes ou des météorites importantes. IV) La recherche des météorites But Les élèves modélisent des impacts de météorites. Ils pourront alors déterminer quels sont les terrains propices à la recherche des fragments de ces objets. Bon à savoir La recherche des météorites sur Terre est un travail difficile car la plupart de ces objets ne se distinguent que peu des roches terrestres pour un œil non averti. Même les spécialistes peuvent être confronté à de grandes difficultés. Dans la plupart des cas les météorites se fragmentent en de nombreux morceaux lors de leur traversée de l’atmosphère et/ou lors de l’impact. Ces petits fragments sont évidemment plus difficiles à retrouver que les gros. Les météorites sont rarement retrouvées en forêt ou dans des champs, car elles sont alors souvent enterrées ou simplement difficilement repérables. Dans les régions rocailleuses elles sont aussi difficiles à découvrir car elles ne se distinguent pas aisément des roches terrestres. Elles sont en effet de couleur noire mat, grise ou blanche. Les météorites ferreuses sont une exception. En général une analyse chimique est nécessaire pour distinguer une météorite d’une roche terrestre. Dans l’activité proposée les élèves vont découvrir que les bons endroits pour découvrir des météorites sont des surfaces qui ne présentent pas de roches similaires, qui sont planes, qui ont une couleur contrastante avec celle des météorites et qui ne sont pas recouverte d’une végétation importante. Ces conditions sont le mieux remplies sur Terre en Antartique où, de fait, des milliers de météorites ont été découvertes depuis 1969. Nombre de ces objets ont aussi été retrouvés dans les déserts, en particulier dans le Sahara et dans le sud de l’Australie où il y a de grandes étendues plates avec peu de roches. Matériel Ballons à gonfler. ½ tasse de farine par ballon. 10 – 20 petits cailloux (le gravier d’aquarium est idéal) par ballon. Procédure Par groupe, les élèves choisissent 3−4 lieux dont la surface est de nature différente. Ces lieux seront les cibles pour les impacts de ballons remplis d’eau, de farine et de cailloux. Les élèves décrivent chacun des lieux. Ils font des prédictions sur le nombre de cailloux qu’ils seront capable de retrouver après les impacts pour chacun des lieux. Les élèves remplissent les ballons avec ½ tasse de farine. Ils rajoutent les cailloux, qu’ils comptent précisément. Juste avant le lancer ils remplissent les ballons au ¾ d’eau. On procède alors au lancement des ballons dans les lieux prédéfinis. On note les paramètres du lancement (angle, hauteur, force, etc.). Les élèves analysent alors les éjecta résultant de l’impact : dessin de ce qu’ils voient, récolte des cailloux. Exemple d’informations pertinentes pouvant apparaître dans le “ rapport ” des élèves : Nature du terrain – Prédiction de la difficulté à retrouver les cailloux – Nombre de cailloux dans le ballon (éventuellement des cailloux de différentes couleurs, spécifier alors les différents nombres) – Caractéristiques du lancer − Nombre de cailloux retrouvés – Taux de détection – Explication. Discussion A partir de vos données, quels sont les surfaces favorables pour une recherche de météorites ? Pourquoi ? Est−ce en accord avec vos prédictions ? Quel pourrait être le lieu, sur Terre, le plus propice à la recherche des météorites. Pourquoi ? Qu’est−ce qui affecte la distribution des éjecta d’un impact ? La surface du terrain ? L’angle d’incidence de l’impact ? V) Modélisation de cratères d’impacts But Les élèves vont créer des cratères d’impacts afin de mieux les comprendre. Ils pourront analyser la cause des diverses caractéristiques d’un cratère, comme la “couronne” de montagnes l’encerclant, ou les éjecta radiaux apparaissant sur les cratères les plus importants. Les élèves modifieront les conditions qui influencent la taille et l’apparence des cratères. Ils établiront la relation qu’il existe entre la taille des cratères et la taille du projectile, ainsi que sa vitesse. Bon à savoir Les cratères font partie des caractéristiques les plus fascinantes d’un grand nombre de corps du système solaire. Ils sont formés lors de l’impact de fragments d’astéroïdes ou de comètes à la surface de ces corps. On trouve des cratères sur toutes les planètes telluriques, sur la Lune et sur la plupart des satellites planétaires. Diverses indications géologiques, et l’analyse des roches lunaires récoltées lors des missions Apollo, montrent qu’il y a 3.9 milliards d’années des corps de la taille d’un astéroïde actuel étaient extrêmement nombreux dans le système solaire. C’était donc l’époque d’un bombardement intense des jeunes planètes, dont la Terre. Cette dernière a vu sa croûte se briser et se modifier partiellement sous l’effet de ces impacts. Depuis lors, l’activité tectonique, les phénomènes atmosphériques et l’érosion ont en grande partie effacé les traces de cette période de bombardements. Par contre la Lune, non active géologiquement et ne possédant pas d’atmosphère, conserve les “séquelles” de ces temps anciens. Les cratères d’impacts sont formés par le transfert d’énergie d’un corps en mouvement, la météorite, à un corps au repos, la planète (en considérant le phénomène depuis la planète). L’énergie cinétique est l’énergie du mouvement. Elle est proportionnelle à la masse du corps et au carré de sa vitesse. Comme les objets (météorites) se déplacent à de très grandes vitesses dans l’espace, leur énergie est colossale. Lors d’un impact cette énergie cinétique est transformée en chaleur, qui fond les roches, et en énergie qui pulvérise et creuse le sol. Une modélisation simple de cette transformation d’énergie peut être réalisée en créant des cratères dans des matériaux pulvérulents. C’est le but de l’activité qui va suivre. Matériel Plats à gratins métalliques. Farine en quantité. Poudre de chocolat. Cailloux de tailles différentes (petits: 0.5 cm − moyens: 2 cm − grands: 4 cm). Vieux journaux. Cuillères. Passoire. Procédure On rempli les plats à gratins avec une couche de farine d’une épaisseur d’environ 10 cm. Les plats sont disposés sur les vieux journaux. Pour chaque plat on dispose de trois cailloux (petit − moyen − grand) et d’un gobelet contenant de la poudre de chocolat (rempli au tiers). On saupoudre le chocolat en une fine couche homogène sur la farine. Les élèves prédisent le résultat de l’impact (descriptions − dessins) d’un caillou lâché (et non lancé) dans le plat. Les élèves découvrent librement l’activité, puis on les amène à observer les cratères, à les décrire (dessins) et à comprendre ce qui peut modifier leur aspect. L’activité peut alors est plus dirigée: on va maintenant conduire des expériences afin de savoir comment la taille du caillou, et sa vitesse, affectent les caractéristiques d’un cratère. Expérience 1: Taille de la météorite. Comment la taille du caillou influence le cratère ? Les élèves lâchent trois fois chaque caillou (de la même hauteur) et mesurent le diamètre du cratère. Qu’en concluent−ils ? Expérience 2: Vitesse de la météorite. Comment la vitesse du caillou influence le cratère ? Les élèves lâchent UN caillou, de trois hauteurs différentes. Ils répètent trois fois chaque lancer et mesurent le diamètre des cratères ainsi créés. Discussion Est−ce que la taille du caillou est en relation avec la taille du cratère ? Et la vitesse ? On compare la structure des cratères créés avec des cratères réels (photographies de la Lune). On en identifie les différentes parties. Extension On discute du pic central observé dans certains cratères lunaires. Comment est−il formé ? Expérience: lâcher d’une goutte d’eau dans un récipient transparent rempli d’eau. Observations: le “cratère” initial, puis le pic central. Dans le cas de la Lune, le pic central est formé par la liquéfaction du sol sous l’effet de la chaleur de l’impact. VI) A la découverte du cratère de l’impact ayant causé la disparition des dinosaures But Les élèves lisent quelques informations sur la disparition de nombreuses espèces, dont les dinosaures. Ils y apprennent que l’impact d’un astéroïde a été identifié comme étant la cause de l’extinction de si nombreux êtres vivants. Cependant, la localisation du cratère associé à cet impact n’a pas été évidente. Tout comme les scientifiques, les élèves vont se poser la question “Où est le cratère ?” Ils vont construire des critères d’évaluation des cratères candidats à partir des informations qu’il auront lu et tenteront d’identifier le bon. Informations La disparition des dinosaures fait partie d’une très grande extinction des espèces: trois quarts des êtres vivants sur Terre, et plus particulièrement ceux vivant hors de l’eau ou dans des eaux peu profondes, ont été tués à cette époque. La plupart des scientifiques sont aujourd’hui convaincu que la cause de cette disparition massive est l’impact d’une grosse météorite avec notre planète. Cet événement s’est déroulé il y a 65 millions d’années. Ce changement majeur dans l’histoire de la vie sur Terre marque la fin de la période du Crétacé et le début de celle du Tertiaire. On désignera par la suite cette période de transition par l’acronyme CT. En de nombreux lieux sur Terre on constate qu’en dessous de la couche de roches datant de la limite CT il y a beaucoup de fossiles d’animaux du Crétacé, alors qu’au−dessus de cette couche il n’y a plus de fossiles. La couche du CT est l’indication d’une catastrophe écologique globale, l’extinction des trois quarts des formes de vie sur Terre. Un des scénario permettant d’expliquer l’extinction du CT est celui de l’impact d’une météorite. En 1980, des scientifiques ont décidé de tester cette idée. Si une météorite est à l’origine de la catastrophe, alors la couche géologique datant de cette époque DOIT contenir du matériel météoritique. L’élément appelé iridium pourrait être un bon indicateur de ce type de matériel. En effet, l’iridium est un métal rare sur Terre mais beaucoup plus abondant dans la plupart des météorites: environ 5000 fois plus abondant que dans les roches terrestres. Les scientifiques ont analysé des échantillons de la couche géologique datant du CT et ils ont trouvé qu’elle contenait jusqu’à 400 fois plus d’iridium que les roches voisines ! Ce résultat prouve qu’une grande météorite percutât la Terre à l’époque du CT. Un objet d’un diamètre de 10 km expliquerait la présence de la totalité de l’iridium présent dans la couche géologique du CT, sur toute la surface de la Terre. Mais cette preuve laisse des questions sans réponses. Comment un impact peut−il causer une extinction massive sur toute la surface de la Terre ? Et où se trouve le cratère ? Comment un impact peut−il créer une catastrophe écologique majeure ? Tout ce qui se trouvait au lieu de l’impact a été vaporisé et l’onde de choc générée a tué toute forme de vie sur plusieurs centaines de kilomètres à la ronde. Des tremblements de terre, des raz de marée et des ouragans ont certainement contribuer à la mort de nombreux animaux. Mais comment les effets ont−ils pu être globaux ? Ils l’ont été puisque la couche géologique du CT se retrouve sur toute la surface de notre planète. Cette couche était originellement de la poussière due à l’impact, qui s’est répandue dans toute l’atmosphère terrestre et qui s’est ensuite déposée sur le sol. De plus, cette couche est riche en suie ce qui suggère que l’impact fut suivi par de gigantesques incendies sur une grande partie du globe. La poussière et la suie ont caché le Soleil pour des mois et les températures ont chuté sur Terre de 20 à 30 degrés. Seuls les animaux et les graines les plus résistants ont pu survivre jusqu’au retour de conditions de vie plus clémentes. Et où l’impact a−t−il eu lieu ? Une météorite de 10 km de diamètre a forcément créé un cratère quelque part à la surface de la Terre. A nouveau, la couche géologique du CT contient des preuves d’un tel impact sous la forme de grains de quartz choqués. Comme le quartz est un minéral très rare dans les bassins océaniques, l’impact a dû se produire probablement sur un continent ou en bordure d’un continent. Mais où exactement ? A vous de trouver le bon cratère ! Procédure Les élèves prennent connaissance des informations présentées ci−dessus. On discute des critères utiles pour l’identification du cratère du CT. On tente de se focaliser sur les catégories de critères suivantes: forme − taille − âge − composition de la cible. On divise la classe en plusieurs groupes. On distribue à ces groupes une, ou plusieurs, liste de cratères suspects. Chaque groupe doit alors assigner à chaque cratère la mention probable, possible, ou improbable pour le caractériser comme candidat à la catastrophe du CT. Les groupes présentent leurs résultats à la classe et les justifient. La classe complète se met d’accord sur une classification de tous les cratères, du plus probable au peut−être. Listes des cratères suspects A) Acraman Le lac Acraman est un lac de sel desséché situé au sud de l’Australie (32° S, 135.5° E) d’un diamètre d’environ 20 km. Il est entouré par deux grandes structures circulaires à peine visibles depuis les airs, ou sur des images prises par la navette spatiale. La plus grande de ces structures à un diamètre de 160 km. Les roches de la région sont déformées et une ceinture de roches brisées et fondues est présente à 300 km à l’est d’Acraman. Ces roches se sont formées il y a environ 600 millions d’années, ce qui pourrait bien être l’âge de la structure d’Acraman. La structure de Manson Cette structure, enterrée sous la surface de l’état de l’Iowa aux États−Unis (42.5° N, 94.5° W), n’est détectable que par des moyens géophysiques (profils sismiques). C’est un anneau circulaire de roches granitiques, d’un diamètre de 35 km, enfoui sous des dizaines de mètres d’autres roches qui ont apparemment recouvert l’anneau. Les roches de la structure de Manson sont fortement brisées. Elles ont été soumises à de grandes pressions (choc) et ont été fondues. L’âge de la structure est d’environ 65 millions d’années. Valle Grande Il s’agit d’un bassin circulaire de 22 kilomètres de diamètre, dans les montagnes du centre de l’état du Nouveau Mexique (États−Unis) à 36° N, 106.5° W. Le bord de ce bassin est un escarpement abrupt et les terrains alentours s’en éloignent en pente. Les roches formant le mur du bassin sont brisées et complètement mélangées. Au centre du bassin se trouve un pic, entouré d’un anneau de pics plus petits. Toutes ces roches sont d’origine volcanique et ont moins de 2 millions d’années. Elgygytgyn Elgygytgyn est un lac circulaire situé dans l’extême−est sibérien: 67.5° N, 172° E. Autour de la couronne légèrement surélevée d’Elgygytgyn se trouve un anneau de roches brisées et partiellement fondues. Plus loin se trouve un “halo” de roches fracturées et fortement choquées. Il n’y a pas de volcans, ou de roches volcaniques récentes, dans la région. Le cratère s’est formé il y a 3.5 millions d’années. B) Lac Crater Le lac Crater est un bassin circulaire de 8 km de diamètre, au sommet d’une montagne de 2400 m d’altitude dans l’état d’Oregon (États−Unis) à 49° N, 122° W. Le bord du bassin est escarpé et la montagne descend en pente depuis son sommet, de tous les côtés. Ce bassin est rempli d’eau et un pic forme une île en son centre. Le lac Crater s’est formé il y a 6000 ans. Cratère Elegante Cette dépression circulaire, d’environ un kilomètre de diamètre, se situe au nord−ouest du Mexique à 30° N, 115° W. Le cratère à des bords relevés et le terrain alentour en descends en pente douce de tous côtés sur environ un kilomètre. Il se trouve sur les flancs d’un grand volcan, le Cerro Pinacate, qui est lui−même entouré de nombreux cônes de cendres et de coulées de laves. Structure de Chicxulub Cette structure circulaire rocheuse se trouve sous la péninsule du Yucatan, au Mexique. Elle est constituée d’anneaux concentriques centrés sur les coordonnées 23° N, 90° W. Le plus grands des anneaux mesure 300 kilomètres de diamètre. Chicxulub est enfouie sous une épaisse couche de calcaire et a été cartographiée par des méthodes géophysiques (profils sismiques et gravimétriques). On y trouve des minéraux et des laves fracassées, ou qui ont été soumises à de très grandes pressions. A la surface du sol cette structure n’est visible que comme une série de puits disposés sur un des anneaux concentriques. Chicxulub s’est formée il y a 65 millions d’années. Vredefort L’anneau de Vredefort apparaît comme une série de crêtes rocheuses circulaires concentriques en Afrique du Sud, 27° N, 27.5° E. L’anneau le plus externe a un diamètre de 140 km. Il est partiellement recouvert de roches plus jeunes. Vredefort ne ressemble plus à un cratère aujourd’hui, mais on pense qu’il s’agit d’un cratère érodé. Il s’est formé il y a 2 millions d’années. C) Kamensk Le cratère de Kamensk est le résultat d’un impact dans la partie sud du centre de la Russie (48° N, 40° E). Il s’est formé il y a 65 millions d’années et mesure 35 km de diamètre. Charlevoix Il s’agit d’une vallée semi−circulaire le long du St−Laurent, dans le sud du Québec (47.5° N, 70° W). Si la structure a été une fois circulaire, sa partie sud est maintenant située sous le fleuve. On trouve, à l’extérieur de la vallée, une série de collines qui délimitent une structure de 46 km de diamètre. Les roches de la région ont été fortement déformées. Au centre de la vallée semi−circulaire se trouve un pic central, composé de roches brisées et fondues. L’âge de ces roches fondues est de 357 millions d’années. Islande Cette île, approximativement circulaire, est située dans l’Atlantique Nord à 65° N, 20° W. Elle se trouve au milieu de la dorsale atlantique, qui est une région volcanique active. L’île a un diamètre d’environ 400 km et est volcaniquement active. On pense que l’Islande a un âge de 20 millions d’années. Lac Toba Ce lac est situé dans un bassin allongé de l’île de Sumatra, en Indonésie (3° N, 99° E). Les terrains descendent doucement des bords externes de ce bassin de 55 km de diamètre. Les cendres volcaniques avoisinantes ont été datées de 75’000 ans. D) Lac Baïkal Ce magnifique lac allongé se situe dans la partie sud−est de la Russie à 52° N, 107° E. Il s’agit de la dépression continentale la plus importante connue à la surface de la Terre, avec une profondeur totale d’eau et de sédiments de 9 km. Ce lac mesure 650 km de long et 8 km de large. Les sédiments les plus anciens de la région datent de 25 millions d’années. Sudbury Cette structure est une région elliptique, composée de roches éruptives et de sédiments, dans le sud de l’Ontario (Canada) à 46.5° N, 81° W. On pense que Sudburry est un cratère d’impact à cause de la présence de roches qui présentent les caractéristiques typiques d’un choc violent. Aujourd’hui cette structure mesure 140 km par 50 km, mais a pu avoir un diamètre de 200 km lorsqu’elle s’est formée il y 1.85 milliards d’années. Traps du Deccan Cette structure, située à 20° N, 75° E, recouvre une grande partie du centre−ouest de l’Inde. Il y a quelque 65 millions d’années, d’énormes coulées de laves ont formé cette épaisse structure, approximativement circulaire, d’une surface d’environ 520’000 kilomètres carré. Cratère Barringer (Meteor Crater) Ce cratère est un trou circulaire dans le sol du nord de l’Arizona, à 35° N, 111° W., d’un diamètre de 1.2 km. Plusieurs morceaux de météorites ferreuses ont été dispersées autour de ce cratère. On estime qu’il s’est formé il y a 49’000 ans. Caractéristiques géographiques (pour l’enseignant) : tableau à la page suivante. CRATÈRES ORIGINE FORME LOCALISATION TAILLE (DIAMÈTRE) COMPOSITION DU SOL DE LA RÉGION AGE (ANNÉES) Acraman Australie Impact Hexagonal/Ci rculaire 160 km Roches continentales 600 mio Manson USA Impact Circulaire 35 km Roches continentales 65 mio Valle Grande USA Volcanique Circulaire 22 km Roches volcaniques 2 mio Elgygytgyn Russie Impact Circulaire ? Roches continentales 3.5 mio Lac Crater USA Volcanique Circulaire 8 km Roches volcaniques 6000 Cratère Elegante Mexique Volcanique Circulaire 1 km Roches volcaniques récent Chicxulub Mexique Impact Circulaire avec des anneaux concentriques 300 km Roches continentales 65 mio Vredefort Afrique du Sud Impact Circulaire avec des anneaux concentriques 140 km Roches continentales 2 milliards Kamensk Russie Impact ? 35 km Roches continentales 65 mio Charlevoix Canada Impact Semi− circulaire 46 km Roches continentales 357 mio Islande Volcanique Circulaire 400 km (plus grande sur le fond océanique) Volcanisme océanique 20 mio Lac Toba Indonésie Volcanique Allongée 50 Roches volcaniques 75’000 Lac Baïkal Russie Mouvements tectoniques Allongée 650 x 8 km Roches continentales 25 mio Sudbury Canada Impact Elliptique 200 km max Roches 1.85 milliards continentales Traps du Deccan Indes Volcanique Presque circulaire 520’000 km carré Roches volcaniques 65 mio Cratère Barringer USA Impact Circulaire 1.2 km Roches continentales 49’000 Le cratère probable est Chicxulub. Les choix possibles sont Manson, Kamensk et les Traps du Deccan (expliquer la relation possible entre Chixculub et les traps du Deccan, illustrer avec les photos du bassin Caloris sur Mercure et de la zone aux antipodes de ce bassin). Extensions Situer les différents cratères sur un atlas géographique. Trouver sur Internet des photos pour chacune de ces structures, afin de constituer un dossier.
