DEFINITIONS DE LA GEOLOGIE C`est la science qui étudie la Terre

Module : Géologie
1ème année LMD –SNV2015-2016 -Semestre 1
CHAPITRE O1 : SYSTEME SOLAIRE & SOLEIL
DEFINITIONS DE LA GEOLOGIE
C’est la science qui étudie la Terre dans ses différentes parties directement accessibles à l'observation, Elle
traite avec d'autres sciences associées : La composition, la structure, l'histoire et de l'évolution des couches
internes et externes du globe terrestre.
La géologie à pour objectif la reconstitution de l’histoire de la terre depuis ces origines (l’age des plus anciennes
roches connues approche les 4 milliards d’années) jusqu'à nos jours par le biais de l’étude des matériaux
constitutifs accessibles à l’observation.
Il s’agit d’une science récente dont les précurseurs furent LEONARD DE VINCI et BERNARD PALISSY aux XVe et
XVIe siècles. Au passage du XVIIIe et XIXe siècles, HUTTON, WERNER, CUVIER et DARWIN lui donnèrent une
nouvelle impulsion en introduisant les notions de plutonisme (distinction entre roches ignées roche et roche
sédimentaires). WEGENER formule l’hypothèse de la dérive des continents au début du XXe siècle, mais ce
n’est que depuis une trentaine d’année que la tectonique des plaques ou tectonique globale à donné un cadre
cohérent à beaucoup d’observation jusque la disparate.
DOMAINES DE LA GEOLOGIE
La géologie comprend classiquement trois principaux domaines :
• La Pétrographie : qui s’appuie sur l’étude des minéraux (minéralogie) et des propriétés de l’état cristallin de la
matière (cristallographie) pour décrire les roches.
• La Stratigraphie : ou analyse de la succession des couches géologique : elle s’appuie sur la connaissance de la
nature des terrains et de leur contenu en fossiles (biostratigraphie).
• La Tectonique : ou l’étude de la déformation de la partie superficielle de la terre En génie civil. Les
phénomènes géodynamiques d’origine interne (sismicité) ou externe (instabilité de pentes, effondrements…)
doivent être pris en compte.
LE SYSTEME SOLAIRE
DEFINITION
Dans le système solaire, un certain nombre d’objets évoluent autour d’une étoile : le Soleil ; ce Sont des
planètes et leurs satellites éventuels, des planètes naines, des astéroïdes et Des comètes (figure 1.1).
Les planètes sont subdivisées en deux familles :
• Les planètes telluriques : Mercure, Vénus, la Terre et Mars. Elles présentent une surface rocheuse solide et
sont essentiellement constituées de silicates et de fer.
• Les planètes « gazeuses » (aussi appelées « planètes géantes » du fait de leur grande taille par rapport aux
planètes telluriques) : Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Elles sont essentiellement constituées d’hydrogène
et d’hélium.
• Les planètes naines correspondent à une catégorie nouvelle qui regroupe des objets assez divers (satellites
de certaines planètes par exemple) ; Pluton, anciennement rangée chez les planètes est maintenant considérée
comme une planète naine.
• Les astéroïdes ont une composition voisine de celle des planètes telluriques mais sont plus petits et de forme
plus irrégulière. Plusieurs milliers ont été recensés. La plupart évoluent au sein d’une ceinture installée entre
les orbites de Mars et de Jupiter, tandis que d’autres plus lointains, forment la ceinture de Kuiper. Leur origine
sera abordée ultérieurement.
• Les comètes sont des amas de glaces (eau et gaz gelés) et de poussières. Situées bien plus loin du Soleil que
les planètes, elles peuvent parfois dévier de leur trajectoire et s’en rapprocher. Des glaces se vaporisent alors
et les gaz accompagnés de poussières forment leur queue.

Module : Géologie
1ème année LMD –SNV2015-2016 -Semestre 1
CHAPITRE O1 : SYSTEME SOLAIRE & SOLEIL
Figu
re.
Les
prin
cipa
ux
obje
ts
du
syst
ème
sola
ire.
LA FORMATION DU SYSTEME SOLAIRE
Plusieurs hypothèses ont été avancées quant à l'origine du système solaire. Les interprétations récentes,
basées sur des études chimiques des météorites et sur l'étude des propriétés physico-chimiques des astres,
convergent à l'idée que le Soleil et les planètes proviennent d'un même nuage composé de gaz et de poussières
qui aurait passé par plusieurs étapes :
1 - Il y a environ 5 milliards d’années ce nuage étant en rotation, s'effondre sous sa propre gravité, puis il s’est
aplati pour former un disque.
2 - Le centre de ce disque se comprime et lorsque sa masse fut suffisamment dense et chaude, les réactions
nucléaires se sont enclenchées. Ainsi on a naissance d'une protoétoile autour de laquelle gravite le reste du gaz
et les poussières (10% de la masse initiale).
3 - Pendant ce temps, au niveau du disque protoplanétaire en gravitation et relativement froid, la poussière
s’agglomèrent (accrétion) pour former des corps solides : des astéroïdes puis des planétoïdes attirant vers eux
de plus en plus de matière.
4 - Au rythme de collisions successives, les planétoïdes forment un agglomérat de taille supérieure; tandis que
la chaleur est alors si importante que ces corps entrent en fusion : le corps ainsi formé est appelé une
protoplanète.
L'évolution de la protoplanète se fait par accrétion de la matière selon deux modes:
- accrétion homogène = agglomération de la matière non différenciée ensuite la chaleur emprisonnée dans la
protoplanète et produite par les collisions et la désintégration des éléments radioactifs va entraîner des
mouvements de la matière devenue fluide. Ce fluide va subir une différenciation avec accumulation d'éléments
lourds vers le centre de la future planète. Les éléments légers vont migrer vers la surface.
- accrétion hétérogène : la différenciation s'installe très tôt pendant l'agglomération des corps solides : les
noyaux de fer se différencient les premiers; ils attirés par la gravitation vont au centre pendant que les plus
légers vont migrer vers les zones externes.

Module : Géologie
1ème année LMD –SNV2015-2016 -Semestre 1
CHAPITRE O1 : SYSTEME SOLAIRE & SOLEIL
C'est ainsi que naissent les planètes telluriques. Dans notre planète Terre on retrouve un noyau lourd composé
de fer et de silicium pendant que les silicates se situent plutôt dans le manteau ou la croûte. Par la suite,
d'autres matériaux légers ont été ajoutés par l'intense bombardement de météorites.
Parallèlement à ces événements, le vent solaire chasse les poussières et les gaz vers l'extérieur du système qui
va se condenser pour former les planètes géantes gazeuses et leurs satellites.
LE SOLEIL
1. - Structure
Le Soleil est une sphère de rayon d’environ 696.000 km. Sa température de surface est de 5.800°K; elle
augmente jusqu'à 15.000.000 °K au centre. Il accomplit une rotation complète en 25 jours à l'équateur et 36
jours aux pôles. Ce phénomène, appelé "rotation différentielle" est dû au fait que le Soleil n'est pas un corps
solide comme la Terre. Par contre, le noyau du Soleil tourne comme un corps solide.
Fig : Organisation du Soleil
La composition chimique du soleil
La composition chimique du Soleil est connue grâce à son spectre. Le Soleil a une composition chimique
proche de celle du nuage primordial :
Hydrogène : 73,8 %, Hélium : 24,4 %, Le reste : 1,8 %, Le reste : 1,8 %
Les éléments légers comme le béryllium, le lithium, d’autres éléments plus lourds comme le carbone, l’azote
ou l’oxygène et les éléments encore plus lourds tels que les métaux (fer, cuivre, nickel...).

Module : Géologie
1ème année LMD –SNV2015-2016 -Semestre 1
CHAPITRE O1 : SYSTEME SOLAIRE & SOLEIL
COMPOSITION INTERNE DU SOLEIL
Les différences de densité, pression et température entre le centre et la surface déterminent la structure de
l’intérieur de notre étoile.
Le Soleil est divisé en 3 zones :
· Le cœur
· La zone radiative
· La zone convective
Le cœur
Le siège des réactions nucléaires. Représente environ 25% du rayon du Soleil, mais contient environ la moitié
de sa masse totale. L’énergie produite est évacuée sous forme de photons gamma, très énergétiques.
La zone radiative
Elle occupe environ 60 % du rayon de l’étoile.
Les photons (produites dans le noyaux ) sont donc freinés dans leur parcours vers la surface. Ils circulent en
zigzag.
Du fait de la densité élevée, les photons sont absorbés par collision avec des électrons, et réémis dans une
autre direction
L’énergie d’un photon met ainsi environ un million d’années pour traverser cette zone et se retrouver dans la
zone suivante, la zone convective.
Cette zone tourne de façon rigide sur elle-même en 26 jours.
La zone convective
Elle occupe 15 % environ du rayon solaire. Caractérisée par des mouvements de convection de la matière vont
avoir lieu. L’énergie qui arrive de la zone radiative va être transportée à la surface en deux mois par les
mouvements convectifs de matière. Le frottement de la couche convective sur la couche radiative (rotation
rigide) est responsable du champ magnétique solaire En haut de la zone convective commence la photosphère,
« surface » du Soleil. Un photon arrivant en surface a vu son énergie passer, au cours de ses péripéties dans la
zone radiative, du rayonnement gamma à l’Ultraviolet.
LES COUCHES EXTERNES
Les couches externes du Soleil constituent son « atmosphère ».
La photosphère
C’est la surface visible du Soleil. A ce niveau, éclatement des « bulles » de matière de la zone convective
formant les granules. On y observe en lumière blanche les taches solaires, entre autres phénomènes.
La chromosphère
Elle est située juste au dessus de la photosphère. Son épaisseur est faible (épaisseur comprise = 1.500 à 3.000
km). Elle est plus chaude que la photosphère. Contrairement à la photosphère qui fournit un spectre
d’absorption, la chromosphère, visible en bord du Soleil, a un spectre d’émission dans lequel domine la raie Ha.
C’est la raison pour laquelle elle apparaît en rose/rouge lors des éclipses de Soleil.
La couronne

Module : Géologie
1ème année LMD –SNV2015-2016 -Semestre 1
CHAPITRE O1 : SYSTEME SOLAIRE & SOLEIL
C’est la haute atmosphère du Soleil. L’aspect et les dimensions de la couronne varient avec le temps, selon
l’activité solaire. Sa température atteint le million de degrés. L’explication profonde de ce phénomène est
encore mal connue mais probablement liée à son magnétisme.
2. – L'activité solaire
2.1. - Le champ magnétique solaire
Le Soleil est caractérisé par un champ magnétique très puissant (en comparaison au standard terrestre) et très
complexe; il lié aux courant convectifs à l'intérieur de cette étoile. La région de l'espace dans laquelle le champ
magnétique solaire est dominant est appelée héliosphère. Bien que le vent solaire s'échappe en direction
radiale du Soleil, la rotation du Soleil donne au champ magnétique une forme de spirale.
Tous les 11 ans, les pôles magnétiques du Soleil s'inversent : On parle donc de cycle solaire qui dure en fait 22
ans. Au moment du maximum d'activité solaire, tous les 11 ans, on observe un grand nombre de taches,
regroupées dans des régions actives qui sont le siège d'éruptions.
2.2. - Les protubérances
Les protubérances appartiennent aussi à la photosphère. Elles correspondent à des jets de matière le long de
lignes de champ magnétique entre deux taches solaires en formant une arche. Ce jet s'accompagne d'émissions
des rayons X, des ondes radioélectriques et des rayons gamma.
Les protubérances éruptives sont les plus violentes : elles peuvent atteindre la vitesse de 600000 km/h et elles
peuvent s'élever jusqu'à plus d'un million de km.
2.3. - Les éruptions solaires
Les éruptions solaires (qu'il ne faut pas confondre avec les protubérances), sont également présentes sur la
photosphère. Il s'agit d'un ouragan de particules atomiques qui souffle à 3 millions de km/h qu'on appelle le
vent solaire, qui monte toujours en spirale du champ magnétique pour atteindre l’orbite de la Terre. Ces jets de
matière rayonnant dans les rayons X et UV.