Les météorites?

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 (5 000 000 000)
d’années , 5 x 109 a ou 5 Ga, avec une supernova dans
les environs stellaires. . .
Mort d’une Supernova
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.
L’onde de choc d’une supernova
Restes d’un système solaire détruit
La nébuleuse du Crabe dans la constellation du Taureau
Onde choc = compression
Compression de la poussière de la nébuleuse et du nuage de gaz par
l’onde choc d’une supernova.
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.
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.
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)
De la nébuleuse au
système solaire
E. gravitationnelle convertie 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.
L’accrétion de la nébuleuse solaire
Disques
protoplanétaires
d’Orion
Gaz et poussières condensent en
protoplanètes
D’abord
par force
électrostatique
et de Van
der Waals,
puis par
gravité
Les planétésimes grandissent...
Au
sein
d’un
nébuleuse
jeune
riche en gaz et
poussières avec une
étoile jeune en son
centre, les planétésimes sont métriques à hectométriques.
Les planétésimes sont moins nombreux
et plus grands
Plus tard dans l’histoire
de la nébuleuse et
rapidement, en 105 ans:
- il y a moins 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 centaines de kilomètres.
Earth
LesHalf-Finished
planétésimes
regroupés forment
des planètes
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 planètes
Par quels mécanismes?
Condensation
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.
Etait-elle homogène ou hétérogène cette accrétion? Deux cas?
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.
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.
Accrétion d’une nébuleuse chaude
homogène
Effondrement vers le plan
médian du disque
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)
Les géantes Jupiter et Saturne:
surtout des gaz légers
Jupiter et Saturne
sont essentiellement gazeuses.
http://oposite.stsci.edu/pubinfo/pr/1999/29/index.html
http://oposite.stsci.edu/pubinfo/gif/SatStorm.gif
Uranus et Neptune: surtout
des glaces d’éléments légers
Uranus et Neptune
sont surtout glacées
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.
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!
La séquence de condensation
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
4.5-4.4 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.
La Lune : accrétion de débris
issus du manteau de la Terre.
Cet impact a éjecté du matériel
(surtout du manteau) 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)
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!
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.
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.
Concentrations relatives des éléments
dans le manteau terrestre
On peut distinguer 3 groupes d’éléments: les volatils,
les sidérophiles et les réfractaires
Différenciation pendant la formation de
la Terre
Les éléments se séparent les uns des autres en
fonction de leurs caractéristiques physicochimiques (T de fusion, de sublimation, densité).
Différenciation au cours de l’accrétion
Matériel initial
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.
Terre primitive
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.
Estimations de composition
plus 33,3% H2O+CO2
Les météorites?
Chondrite
Météorite de fer
1 cm
chondrules
Classification et origine des
météorites
Chondrites
1 à 100 m
Météorites
primitives,
nondifférenciées
composées
de
chondrules (petites spérules de
minéraux silicatés).
Chondrite carbonée - la plus primitive
(minéraux silicatés, plus oxydes de
Fe, graphite, minéraux hydratés.
Achondrites
MANTEAU
NOYAU
10 à 1000 km
Morceaux d’une planète différenciée.
Achondrites pierreuses: fragments du
manteau (minéraux silicatés: olivine,
pyroxène, plagioclase)
Sidérites (météorites ferreuses): fragments du noyau (alliages de Fe-Ni).
Classification des éléments
chimiques selon Goldschmidt
Différenciation pendant l’évolution de la
Terre
Comment estimer la composition du manteau primitif en utilisant des
roches d’une Terre diférenciée?
Concentrations relatives des éléments
dans le manteau terrestre
Accrétion d’une nébuleuse homogène
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.
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.
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.
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
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”
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.
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!
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!
L’âge de roches les plus anciennes!
Quel est l’âge des plus
anciennes roches de notre
système solaire? …et sur
notre propreTerre?
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
Comment mesurer
l’âge...
Ages absolus par
datation radiométrique
de roches magmatiques
Ages relatifs déduits
des relations entre
roches: recoupement et
superposition.
Les plus anciennes roches du SS et de
la Terre ne contiennent pas de fossiles.
Décroissance radioactive = horloge
isotopique
dN/N = -t or N = No e- t
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)
Different
isotopes
have a
different
half life
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...
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.
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.
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.
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.