LICENCE DE GEOGRAPHIE F i d è l i Formation du système solaire
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LICENCE DE GEOGRAPHIE F Formation i ddu système è solaire l i Eric Gilli Université de Paris 8 octobre 2009 1 E. Gilli 2009 Le système solaire Organisation de notre Système Solaire Les planètes telluriques Mercure Vénus Terre Mars Les planètes géantes (ou planètes gazeuses) Jupiter Et le Neptune reste… Saturne Uranus - Pluton et Charon - Une barrière d ’astéroïdes située entre Mars et Jupiter. Les étoiles naissent, vivent et meurent Nébuleuse d'orion pouponnière dd'étoiles étoiles 1500 AL supernovae mort explosive p cataclysme pléiades, amas ouvert étoiles jeunes 400 AL Soleil, étoile adulte une parmi dd'autres autres amas globulaire étoiles vieilles après è la l mortt explosive l i les l restes t se diluent : Nébuleuse du crabe 6000 AL Notre g galaxie voisine,, Andromède Si cette galaxie était la voie lactée… …nous serions environ là! La galaxie M101 La galaxie M101 Théorie de la nébuleuse E. Gilli 2009- Géographie 09/12/2009 10 Le Soleil et les planètes se sont formés à partir d’un immense nuage en rotation appelé nébuleuse solaire. Le système solaire est né d’un immense nuage de poussière et de gaz en contraction. contraction La nébuleuse se contracte sous son ppropre p ppoids formant le protosoleil au centre. La contraction gravitationnelle d nuage augmente du t la l température ( contraction de Kelvin Helmholtz). ) Lorsque le centre devient assez chaud, des réactions nucléaires déb t t dans débutent d le l noyau en contraction. La formation du système y solaire 1: Nébuleuse solaire se forme 2: Formation du protosoleil On retrouve des étoiles très jeunes dans les nébulosités poussiéreuses. Les étoiles T Tauri sont encore enveloppées é des nuages de gaz et de poussières dont elles sont nées. Le système y solaire est né d’un immense nuage de poussière et de gaz en contraction. E. Gilli 2001- Géographie générale 09/12/2009 16 Chute des grains et formation d’un disque protoplanétaire Les grains, en frottant contre le gaz, tombent dans le plan équatorial du disque protoplanétaire. Les grains sont symbolisés par les points noirs, et le gaz est en bleu. Les grains de tailles différentes chutent à des vitesses différentes (propriété du frottement contre le gaz). Les plus gros corps sentent donc un "vent de face" et accumulent par collage de surface les plus petits corps qu qu'ils ils balayent sur leur passage. E. Gilli 2009- Géographie 09/12/2009 17 Les chondrites carbonées sont des vestiges de la première phase de condensation de la matière du disque protoplanétaire. Environ 5% de la masse des CC est constituée d d’éléments éléments organiques riches en carbone. Région de formation stellaire Autres systèmes solaires en formation Disques protoplanétaires d dans la l nébuleuse d Orion d’Orion 3: Phase d’accrétion formant les planétésimaux p Formation des planétésimaux Hypothèse actuelle : Au sein du disque q de ggrains,, des tourbillons créent localement des surdensités. La gravité permet la naissance de corps kilométriques les kilométriques, planétésimaux On suppose que les planétésimaux ressemblaient aux astéroïdes connus aujourd’hui aujourd hui E. Gilli 2009- Géographie 09/12/2009 22 Des planétésimaux aux protoplanètes Effet boule de neige : le plus gros attire tti les l plus petits. Corps de taille kilométrique E. Gilli 2001- Géographie générale 09/12/2009 23 Les p planétésimaux s’assemblent en en embryons y de planètes de 1000 km de diamètre. 4 et 5: Formation des planètes rocheuses et gazeuses Exemple de collision : Mars + Terre = Lune E. Gilli 2009- Géographie 09/12/2009 26 Les pplanètes atteindront leur taille définitive,, comprise entre 2 500 et 150 000 km, en 100 millions d’années d années. Lois de Kepler prévoient une planète tellurique entre Mars et Jupiter Æ ceinture d’astéroïdes www.cnes.fr f www.insu.cnrs.fr soleil disque de gaz chaud refroidissement,, condensation,, frottements, classement disque q de ggrains accrétion disque de planétésimaux fin d’accrétion disque q de p protoplanètes p collisions E. Gilli 2009- Géographie disque de planètes 09/12/2009 29 Le Soleil • Sa température externe, de 5770°k qui produit un y dans le jaune j ((la température p centrale n'est rayonnement que de 16 millions de degrés kelvin !). • Son S di diamètre èt estt d de 1 1,4.10 4 106 km k pour une masse de d 2.1027 tonnes. •Sa densité n'est que de 1,41. (l'eau ="1"). • Sa masse est constituée de 25% d'hélium et de 75% d'hydrogène, les autres éléments sont à l'état de traces. Actuellement seul de l'hélium est synthétisé par le soleil. Ce n'est n est que dans 5 milliards d'années d années que la phase suivante débutera (géante rouge). Le Soleil vu p par Skylab y Les trois types d’objets sphériques du système solaire Jupiter et Saturne Telluriques Ganymédiens Gaz Hydrogène et hélium liquide Glaces Hydrogène métallique Roches Roches / métal / glaces Métaux Roche et glaces Joviens Uranus et Neptune *Les objets, de dimensions différentes en réalité, sont disposés de manière à comparer leur structure interne Comparaison des diamètres Telluriques (Terre) Joviens ( p (Jupiter) ) Ganymédiens (G (Ganymède) èd ) Les planètes telluriques La Terre • Distance moyenne au soleil : 149,6 millions de km (ou 1 U.A.) • Inclinaison axe de rotation : 23,5° • Inclinaison de l'orbite : 23°00' • Diamètre : 12730 km (soit 100%) • Masse : 6.1024 kg • Densité : 5,5 •Atmosphère : 78,09 % d'azote, 20,95 % d'oxygène, 0,93 La Lune • Distance sta ce moyenne oye e à la a Terre e e : 38 384 400 00 km • Diamètre : 3470 km • Densité : 3,5 • Température au sol (face éclairée) : de +100°C à -50° C • Température au sol (face cachée) : -150° C • Pas d ’atmosphère atmosphère Mercure Venus vue par galileo en 1990 Mars vue par Hubble en juin 1997 Les planètes Joviennes Jupiter p Saturne Uranus Neptune p Pluton et Charon vues par Hubble L ’avenir de notre Système Solaire ? - A très long g terme Æ La mort du Soleil - A mo moyen en terme terme. Æ La Terre a aura ra brûlé toute son énergie interne. - A court terme. L'h L'homme estt une espèce è particulière ti liè quii n'évolue plus dans les conditions naturelles de la planète Terre. La Terre un beau clair de Terre L’Hadéen: de -4,56 à -4,016 Ga , les débuts de la Terre Aucun vestige rocheux actuel. actuel Poussières cosmiques, astéroïdes, météorites et planétoïdes se sont entrechoqués et agglomérés pour former la Terre primitive Les météorites que primitive. nous recueillons aujourd’hui nous ous donnent do e des indications dc o s sur l’âge et la composition primaire de la Planète. La température p devait être très élevée, à cause des chocs de collision et de la dégradation radioactive de certains minéraux (uranium, thorium potassium) du thorium, matériel originel, résultant en un océan de magma. La différenciation par densité de ce matériel en fusion a fait en sorte que le matériel le plus dense (fer, nickel) s’est enfoncé vers le centre sous l’effet de la gravité pour former le noyau, que le matériel un peu moins dense (minéraux ultramafiques) a formé une épaisse couche autour du noyau, le manteau, et que le matériel le plus léger (minéraux mafiques à felsiques) a formé une mince p pellicule externe,, la croûte. C’est ainsi q qu’on a obtenu une terre zonée. Les planétoïdes, comètes et astéroides qui ont formé la planète Terre p p par leur accrétion contenaient toute l’eau de notre planète. l è Après A è cette accrétion, qui s'est terminée il y a 4,55 4 55 Ga (milliards d’années), la Terre a connu une période intense de dégazage qui a libéré l’ l’eau sous forme f de d vapeur par ll’intermédiaire intermédiaire des volcans. ISUA - Groenland On ne sait trop quand les océans sont apparus apparus, mais on a des évidences de leur présence il y a q p quelques q 3,8 , Ga comme en témoignent les premières roches sédimentaires, des roches qui nécessitent la présence d’eau d eau pour se former. former Le sel provient du lessivage des roches et de la concentration par évaporation de l’eau. l eau. T° > 100 °C Aussi longtemps que la température terrestre s’est maintenue audessus de 100 °C C, cette vapeur fut gardée dans l’atmosphère, p , créant un effet de serre important. Quand la température est descendue d d sous lles 100 °C, la vapeur atmosphérique a condensé pour former les océans. L’EAU Une ffaible U ibl quantité tité de d vapeur d’eau est demeurée dans l’atmosphère, l atmosphère, suffisamment pour maintenir un certain niveau d’effet de serre (avec le CO2 venant aussi des volcans) sans lequel notre planète serait une boule de glace. Au premier regard, la Terre est constituée de 3 parties. Une structure gazeuse : l’atmosphère. Une structure liquide L’hydrosphère Une structure « solide » : la géosphère Sur cette surface Photo de pillow-lava par Gordon Tribble, U.S. Geological Survey. On observe des montagnes et des volcans Toutes ces manifestations ont un point commun: L’énergie thermique de la Terre La Terre se refroidit Les conséquences de ce refroidissement La différenciation de la Terre. Terre L’atmosphère et l’hydrosphère La lithosphère L’asthénosphère L noyau li Le liquide id La graine solide Structure interne de la Terre La Terre : un système thermodynamique actif un champ magnétique La dynamique interne Conduction thermique La Lithosphère L’asthénosphère en convection Noyau liquide en convection Graine solide La convection QuickTime™ et un décompresseur Codec YUV420 sont requis pour visionner cette image. La tectonique des plaques est à l’origine de la formation des montagnes des séismes, montagnes, séismes et de crises volcaniques volcaniques,… Une image de la subduction © Géosciences Azur Les courants de convection affectent aussi l’atmosphère
