Naissance de notre système solaire

Naissance de notre système solaire
Refs:
Faure Geochemistry
http://spacelink.msfc.nasa.gov/Instructional.Materials/Curriculum.Support/Space.Science/Our.Solar.System/
http://www.seds.org/nineplanets/nineplanets/
12
H
log abondance
6
(atomes / 10 Si)
10
CNO
He
8
CO
Ne Si
S
N
6
Fe
Ca
Ni
4
2
Fe:
produit dans la
dernière phase
de fusion
Éléments > Fe:
activation par
neutrons
Éléments fissionable
Li
0
B
Sc
Pt
Instable
Be
Tc
-2
0
10
20
30
40
Pb
Th U
Pm
50
60
70
80
90
100
Caractéristiques de l’abondance solaire
12
1.
Les éléments qui ont des nombres atomiques pairs sont
plus abondant que les éléments voisins aux nombres
atomiques impairs (effet zigzag)
2.
Abondance extrême de H et He (> 99 wt%). Il existe
une diminution exponentielle de l’abondance des
éléments en fonction de l’augmentation du nombre
atomique (jusqu’à Z=45).
3.
Certains éléments ont de faibles abondances. Les
éléments adjacents à l’hélium dans le tableau
périodique : Li (N=3), Be (N=4), B (N=5), Sc (N=21).
4.
Abondances élevées pour O (N=8), Fe (N=26) et Pb
H
log abondance
6
(atomes / 10 Si)
10
He
8
CO
Ne
6
N
Fe
SiS
Ca
4
2
Li
0
B
Be
-2
0
10
20
30
40
50
60
70
80
90
100
Caractéristiques de l’abondance solaire
5.
Les isotopes dont le nombre de masse est un multiple
de 4 ont des abondances élevées. O (N=8). Remarque:
l’isotope d’un élément contient un nombre variable de
neutrons mais un nombre constant de protons.
6.
Les éléments dont le nombre atomique est supérieur à
50 (Z>50) ont de faibles abondances.
7.
Les éléments dont le nombre atomique est supérieur a
83 n’ont aucuns isotopes stables. Par contre, ces
éléments existent dans la nature car ils proviennent de
la désintégration d’isotopes radioactifs à longue demivie.
12
H
log abondance
6
(atomes / 10 Si)
10
He
8
CO
6
N
4
2
Li
0
Fe
Mg S
Ca Ni
Cr
B
Pb
Be
-2
0
10
20
30
40
50
60
70
80
90
100
Au début . . .
• Nébuleuse solaire inter-stellaire composée de poussières et
de gaz (6 milliards d’années)
• Forces de gravité, magnétique et électrique augmentent la
densité puit T et P
• Augmentation de la rotation, formation du disque central
• Gradient thermique/pression vers l’interieur
Première différenciation chimique
Condensation de la matière
• 1325° Oxides: CaO, Al2O, TiO, ÉTR (REE)
• 1025°  Fe et Ni métalliques
• 925°  Silicates de Mg et Fe: Enstatite [MgSiO3]
et olivine [Fe,Mg)2SiO4]
• 725°  Métaux Alkalins + oxydes Al/Si = feldspaths [NaAlSi3O8]
• 400°  H2S + Fe = Troilite [FeS]
• 280°  H2O + Ca/Mg/Fe-silicates = amphiboles, serpentine
•
<0°  H2O glace
• –100°  CO2 glace
• –125°  NH3· H2O – hydrate d’ammoniac
• –150°  CH4 · 7H2O – hydrate de méthane
• –180°  N2
• –210°  Ar et CH4
Accrétion de matière
• Poussière des composés réfractaires (oxides, Fe, Ni)
• Les composés avec haute pression de vapeur vont aux
extrémités du disque (H2, He, H2O, NH3, CH4)
• Accrétion des proto-planètes de matière solide (10 à 1000 km
diamètre) par la gravité et l’attraction électrostatique
• Ignition du H dans le jeune soleil  super chaud
• Éjection de 25% de sa masse
 vent de plasma solaire: p et e–
 lavage des gaz de la nébuleuse solaire (H et He) vers l’extérieur
Formation des planètes terrestres
 Mercure, Venus, Terre, Mars et les
astéroïdes
• Agglomération des proto-planètes en planètes
• Chacune ont un noyau de fer entouré d’un manteau silicaté
• Fusion par causée par la chaleur d’accrétion et désintégration
radioactive
• Refroidissement par radiation et solidification
• Addition plus tard des phases volatiles (H2O, NH3, CO2) par la
capture de comètes
Formation des planètes joviennes
 Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune et Pluton
• Agglomération des proto-planètes de matière solide et formation
des noyaux
• Condensation et accrétion des volatiles
• Addition plus tard des phases volatiles (H2O, NH3, CO2) par la
capture de comètes
32
31
Distribution de masse
30
log Mass (g)
29
28
27
26
25
24
23
22
0
1000
2000
3000
4000
5000
6
Distance du Soleil (10 km)
6000
Le Soleil
• 92.1% H
• 7.8% He
• 0.1% d’éléments plus lourds – 70
éléments
• Noyau - 15.6 millions K, 250 milliards
atm
• Surface – 5800 K
• Émissions – photons + “vent” de p et e–
Mercure
•
•
•
•
•
Visité par Mariner 10 en 1974-1975
Noyau Fe
Croûte très mince silicatée
Pas de tectonique de plaques
Atmosphère O, Na, H (créée par le vent
solaire)
• Glace de H2O aux pôles dans l’ombre des
cratères!
Venus
• Mariner 2 (1962) à Magellan (1989-94)
• Noyau de fer, ½ de son diamètre, mais sans champ
magnétique
• Manteau de roches, partiellement liquide et convectif
• Croûte silicatée avec volcanisme dans le passé volcans de bouclier, (et peut-être aujourd’hui - SO2)
• Pas de cratère d’impact
• Surface peu ondulée, dunes de sable, vents légers
• Atmosphère: 90bar, CO2 (et H2SO4) mais sans H2O
• T à la surface = 450°C (effet de serre par CO2)
Terre
• Noyau de fer, +½ de son diamètre, avec un
champ magnétique
• Manteau de roche, partiellement liquide et
convectif
• Croûte silicatée différentiée par le
volcanisme et la tectonique des plaques
• Atmosphère: 1bar, N2, O2, H2O et CO2
• T à la surface = 15°C (effet de serre par
H2O)
Mars
•
•
•
•
•
•
•
•
•
Mariner 4 (’65), Mars 2 et Viking (’76), Pathfinder (’97)
Noyau de fer et FeS ~½ diamètre de la planète
Manteau de roches, partiellement liquide
Croûte silicatée – roches volcaniques
Tectonisme “verticale” par volcanisme sans plaques
Atmosphère: 7 mbar de CO2
T à la surface = –55°C (–143 à 17°C) – pas d’effet de serre
Calottes glacières (CO2 et H2O) aux pôles
Preuves que l’intérieur contient de l’eau
Ceinture d’astéroïdes
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
•
Orbite entre Mars et Jupiter
>500 000 découvertes, 26 > 200 km dia.
Masse totale < masse de la lune.
Solide, sans volatiles
Ceres = 933 km dia, et 25% masse totale
Type C – (75%) foncée, carbonatée avec
composition du soleil (sans H, He)
Type S – (17%) brillante, métaux-Fe/Ni
avec silicates-Mg
Type M – (6%) brillante, métaux-Fe/Ni
Densité  1 (poreux, débris compactés?)
Galileo visite Gaspra et Ida en 1991/93
NEAR orbite Eros (fev 2000) et atterri
en fev 2001.
Jupiter
• Noyau rocheux 10 à 15 x la masse de la
Terre, 20 000 K
• Manteau de H liquide métallique (p et e–
ionisés) 4 E6 bars
– Conducteur et source du champ
magnétique
– Trop petit pour s’allumer (1/80 la
masse H nécessaire)
• “Croûte” de H2 et He liquide (traces de
H2O, CO2, CH4)
• Atmosphère de H2 et He (et gaz de S –
patrons)
• 28 satellites (lunes)
• Anneaux rocheux, très minces, nourris
par la poussière des lunes
Saturne
• Noyau rocheux, 12 000 K
• Manteau de H liquide métallique (p et e–
ionisés) (comme Jupiter)
• Atmosphère de H2 et He (75:25)
liquide/gaz avec traces de H2O, CO2
• 30 satellites (lunes)
• Anneaux 250 000 km de large et très
minces (<1 km) composés de H2O glace
Uranus
• Visité par Voyager 2 - Jan 24 1986
• 3ème plus grande planète en diamètre
• Noyau liquide de H2O, CH4 et NH3 et d’autres matériaux
plus dense vers l’intérieur.
• Pas de croûte
• Atmosphère de 83% H2, 15% He et 2% CH4 (bleu)
• T = 76 K (à pression de 1 bar)
• 21 lunes, 11 anneaux de poussière
Neptune
• Visité par Voyager 2 - Aug 25 1989.
• 4ème plus grande planète en diamètre, mais 3ème en masse
• Atmosphère très profonde, composée de 79% H2, 18% He
et 3% CH4 (bleu)
• Noyau liquide de H2O et d’autres matériaux plus denses,
diamètre = Terre.
• Pas de croûte
• T = 73 K (à pression de 1 bar)
• 8 lunes, 4 anneaux de poussière
Pluton
• Jamais visité
• Planète la plus petite (0.0022 x masse de la Terre)
• Atmosphère très profonde, composée de 79% H2, 18% He
et 3% CH4 (bleu)
• Noyau rocheux avec manteau liquide de H2O
• Mince croûte de CH4 gelée avec de N2 et CO
• Atmosphère saisonale, (pression de 1 E–6 bar)
• T = 57.8 K
• 1 lune – Charron (H2O glace?), double planète?
Comètes
• Noyau solide et stable, de H2O glace et
poussière et d’autres solides
• Coma (atmosphère) –nuage d’eau, CO2
et d’autres gaz sublimé du noyau
• Nuage d’H2(106 km diamètre
• Queue de poussière (long de 10
millions km)
• Queue ionique (long de 100s millions
km) composée de plasma causée par le
vent solaire
• Provient du nuage Oort, aux extrémités
du système solaire (trillions de
comètes, mass de Jupiter??)