Géosciences 1: le système Terre. Histoire de l’univers La nucléosynthèse et la formation des planètes La structure interne de la Terre Eric Humler. Université

Géosciences 1: le système Terre.

Histoire de l’univers

La nucléosynthèse et la formation des planètes

La structure interne de la Terre

Eric Humler. Université de Nantes.

Géosciences 1: le système Terre.


1.1. L’architecture de l’univers1.1.1. Les galaxies

1.1.2. Un univers hiérarchisé1.1.3. L’expansion de l’univers

1.1.4. Les dimensions de l’univers1.1.5. L’âge de l’univers1.1.6. La vie des étoiles1.1.7. Le fond cosmique

1.1.8. Résumé.

Eric Humler. Université de Nantes.

Histoire de l’universLes unités:Les unités:

-L’année lumière (A.L)= 9,46 10 L’année lumière (A.L)= 9,46 10 1212 km. km.

-L’unité astronomique (U.A) = 150.10 -L’unité astronomique (U.A) = 150.10 66 km c’est km c’est la distance moyenne de la Terre au Soleil.la distance moyenne de la Terre au Soleil.

-Le parsec est égal à 3,262 années lumière.-Le parsec est égal à 3,262 années lumière.

Pour mémoire 12.10 Pour mémoire 12.10 33 km est le diamètre de la km est le diamètre de la Terre.Terre.


Une explosion à la surface du soleil ce matin à Une explosion à la surface du soleil ce matin à 8h10 ne sera visible à Nantes qu’a 8h18.8h10 ne sera visible à Nantes qu’a 8h18.Autrement dit, l’observation à l’aide des Autrement dit, l’observation à l’aide des télescopes permet de remonter le temps.télescopes permet de remonter le temps.

Les télescopes les plus puissants permettent Les télescopes les plus puissants permettent d’observer des objets qui sont situés à 14 d’observer des objets qui sont situés à 14 milliards d’années lumière. L’analyse de cette milliards d’années lumière. L’analyse de cette lumière représente donc des informations lumière représente donc des informations remontant à la jeunesse de l’univers.remontant à la jeunesse de l’univers.

Exemple: Les objets les plus lointain que l’on Exemple: Les objets les plus lointain que l’on peut voir sont distants de la Terre d’environ peut voir sont distants de la Terre d’environ 150.10 150.10 2121 km.De quand date cet événement ? km.De quand date cet événement ?

La vitesse de la lumière est de 300000 km/s. La vitesse de la lumière est de 300000 km/s. Le temps nécessaire pour que la lumière de Le temps nécessaire pour que la lumière de cet objet nous parvienne est donc de 17 cet objet nous parvienne est donc de 17 Milliard d’années.Milliard d’années.


1.1. 1.1. L’architecture de l’univers.L’architecture de l’univers.

1.1.1. 1.1.1. Les galaxies.Les galaxies.

Par un ciel nocturne dégagé on observe la voie Par un ciel nocturne dégagé on observe la voie lactée. En 1750, Thomas Wright suggère que lactée. En 1750, Thomas Wright suggère que la voie lactée est un ensemble d’étoiles la voie lactée est un ensemble d’étoiles rassemblée sous forme d’une galette aplatie.rassemblée sous forme d’une galette aplatie.Cette hypothèse fut par la suite confirmée et Cette hypothèse fut par la suite confirmée et aujourd’hui on propose un schéma tel que aujourd’hui on propose un schéma tel que celui-ci:celui-ci:

Masse estimée d’environ 100. 10 Masse estimée d’environ 100. 10 99 masse masse solaire.solaire.La galaxie est composée d’environ 10 La galaxie est composée d’environ 10 99 à 10 à 10 1111 étoiles, de gaz interstellaires (1 atome de gaz étoiles, de gaz interstellaires (1 atome de gaz par cm3) et de poussières (environ 1 à 2% de par cm3) et de poussières (environ 1 à 2% de la masse totale).la masse totale).

Les étoiles sont très éloignées les unes des Les étoiles sont très éloignées les unes des autres. L’étoile la plus proche de notre soleil autres. L’étoile la plus proche de notre soleil est distante de 3 A.L.est distante de 3 A.L.

100000 A.L

60

00

A.L

30000 A.L

Vitesse de rotation 250 km/s


Au XIX siècle, l’amélioration des télescopes à Au XIX siècle, l’amélioration des télescopes à permis de découvrir d’autres galaxies. Hubble permis de découvrir d’autres galaxies. Hubble arrive à mesurer la distance de la galaxie arrive à mesurer la distance de la galaxie d’Andromède qu’il estime être à 900000 A.L de d’Andromède qu’il estime être à 900000 A.L de notre soleil.notre soleil.Les résultats les plus modernes donnent Les résultats les plus modernes donnent 2000000 A.L. 2000000 A.L. Le nuage de Magellan est à 300000 A.L.Le nuage de Magellan est à 300000 A.L.L’univers est donc pluri-galactique et ce L’univers est donc pluri-galactique et ce résultat est connu depuis 1923résultat est connu depuis 1923

L’univers est donc constitué de plus de 100 L’univers est donc constitué de plus de 100 Milliard de galaxies (d’environ 100000 A.L de Milliard de galaxies (d’environ 100000 A.L de diamètre) séparé par des distances moyennes diamètre) séparé par des distances moyennes de l’ordre de 10 de l’ordre de 10 66 A.L. A.L.

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Les distances inter-galactiques ne sont donc Les distances inter-galactiques ne sont donc pas beaucoup plus grandes que la dimension pas beaucoup plus grandes que la dimension des galaxies elles mêmes et donc les collisions des galaxies elles mêmes et donc les collisions entre galaxies est un phénomène très entre galaxies est un phénomène très probable. Ces collisions permettent à la probable. Ces collisions permettent à la matière d’être projetée dans l’espace inter-matière d’être projetée dans l’espace inter-galactique.galactique.

100000 A.L

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30000 A.L



Exemple: le diamètre de notre galaxie est de Exemple: le diamètre de notre galaxie est de 100000 A.L et la galaxie la plus proche de 100000 A.L et la galaxie la plus proche de nous est à 300000 A.L (nuage de Magellan).nous est à 300000 A.L (nuage de Magellan).

A l’intérieur de notre galaxie, notre soleil à un A l’intérieur de notre galaxie, notre soleil à un diamètre de 6,3.10diamètre de 6,3.10-7-7 A.L et l’étoile la plus A.L et l’étoile la plus proche de notre soleil est à 3 A.L. proche de notre soleil est à 3 A.L.

Au premier ordre, la probabilté d’une collision Au premier ordre, la probabilté d’une collision entre deux objets est proportionnel au rapport entre deux objets est proportionnel au rapport t/d (t =taille de l’objet et d est la distance t/d (t =taille de l’objet et d est la distance entre les 2 objets). entre les 2 objets).

La probabilité d’une collision entre 2 galaxies La probabilité d’une collision entre 2 galaxies est proportionnel à 100000/300000 = 0,33.est proportionnel à 100000/300000 = 0,33.La probabilité d’une collision entre 2 La probabilité d’une collision entre 2 étoiles dans notre galaxie est de 6,3.10étoiles dans notre galaxie est de 6,3.10-7-7/3 = /3 = 2.102.10-7-7..

100000 A.L

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Exemple: le diamètre de notre galaxie est de Exemple: le diamètre de notre galaxie est de 100000 A.L et la galaxie la plus proche de 100000 A.L et la galaxie la plus proche de nous est à 300000 A.L (nuage de Magellan).nous est à 300000 A.L (nuage de Magellan).

A l’intérieur de notre galaxie, notre soleil à un A l’intérieur de notre galaxie, notre soleil à un diamètre de 6,3.10diamètre de 6,3.10-7-7 A.L et l’étoile la plus A.L et l’étoile la plus proche de notre soleil est à 3 A.L. proche de notre soleil est à 3 A.L.

Au premier ordre, la probabilité d’une collision Au premier ordre, la probabilité d’une collision entre deux objets est proportionnel au rapport entre deux objets est proportionnel au rapport t/d (t =taille de l’objet et d est la distance t/d (t =taille de l’objet et d est la distance entre les 2 objets). entre les 2 objets).

La probabilité d’une collision entre 2 galaxies La probabilité d’une collision entre 2 galaxies est proportionnel à 100000/300000 = 0,33.est proportionnel à 100000/300000 = 0,33.La probabilité d’une collision entre 2 La probabilité d’une collision entre 2 étoiles dans notre galaxie est de 6,3.10étoiles dans notre galaxie est de 6,3.10-7-7/3 = /3 = 2.102.10-7-7..

La probabilité d’une collision inter-galactique

est environ 10 6 supérieure à une collision entre 2 étoiles dans une

même galaxie.

La probabilité d’une collision inter-galactique

est environ 10 6 supérieure à une collision entre 2 étoiles dans une

même galaxie.


1.1.2. 1.1.2. Un univers hiérarchisé.Un univers hiérarchisé.

Il existe 3 types de galaxies.Il existe 3 types de galaxies.

-Galaxies spiralesGalaxies spirales: 1/4 des galaxies dont la : 1/4 des galaxies dont la notre. Lors de la compression liées à la notre. Lors de la compression liées à la rotation de la galaxie sur elle même de jeunes rotation de la galaxie sur elle même de jeunes étoiles naissent.étoiles naissent.

-Galaxies elliptiquesGalaxies elliptiques: 2/3 des galaxies. Elles : 2/3 des galaxies. Elles sont appauvries en gaz. Les étoiles de ces sont appauvries en gaz. Les étoiles de ces galaxies sont vielles (10000 Ma). Elles ne galaxies sont vielles (10000 Ma). Elles ne forment pas d’étoiles et elles sont « grandes » forment pas d’étoiles et elles sont « grandes » (10 (10 1313 masse solaire). Emissions radio masse solaire). Emissions radio importante.importante.

-Galaxies irrégulièresGalaxies irrégulières: Rare 1/10 des galaxies.: Rare 1/10 des galaxies.


1.1.3. 1.1.3. L’expansion de l’univers.L’expansion de l’univers.

La vision du ciel nocturne donne La vision du ciel nocturne donne l’impression que l’univers est immobile. l’impression que l’univers est immobile. En fait, les étoiles se déplacent les unes En fait, les étoiles se déplacent les unes par rapports aux autres (de l’ordre de par rapports aux autres (de l’ordre de quelques centaines de kilomètres par quelques centaines de kilomètres par secondes). Une étoile « rapide » secondes). Une étoile « rapide » parcoure 10 parcoure 10 1010 km en une année. Cette km en une année. Cette distance est faible par rapport à la distance est faible par rapport à la distance qui nous sépare des étoiles les distance qui nous sépare des étoiles les plus proches de nous (environ 1/1000 plus proches de nous (environ 1/1000 ièmeième). Le déplacement n’est pas ). Le déplacement n’est pas perceptible. perceptible.

La mesure du déplacement des objets La mesure du déplacement des objets célestes est cependant possible grâce à célestes est cependant possible grâce à l’application de « l’effet Doppler ».l’application de « l’effet Doppler ».


L’effet DopplerL’effet Doppler repose sur le fait que la repose sur le fait que la variation de la fréquence d’une onde est variation de la fréquence d’une onde est fonction du déplacement de la source par fonction du déplacement de la source par rapport à un observateur fixe.rapport à un observateur fixe.

Les spectres des raies des corps chimiques sont légèrement décalés vers le rouge ou vers le bleu.

= c.( T+ (VT/c))


Galaxie très lointaineGalaxie très lointaine

Galaxie procheGalaxie proche

EtoileEtoile

Longueur d’onde (nm)


L’expansion de L’expansion de l’univers.l’univers.

Décalage vers le rouge.Décalage vers le rouge.

V = H*dV = H*d

d = distance en d = distance en mégaparsecs (10 mégaparsecs (10 66 parsecs) parsecs)

H est la constante de H est la constante de HubbleHubble

V = vitesse en km/sV = vitesse en km/s

Hubble en 1924 compte sur Hubble en 1924 compte sur 41 galaxies 36 s’éloignant 41 galaxies 36 s’éloignant de 5 se rapprochant de de 5 se rapprochant de nous.nous.


Il existe un débat Il existe un débat aujourd’hui au sujet de la aujourd’hui au sujet de la valeur de la constante de valeur de la constante de Hubble. La valeur la plus Hubble. La valeur la plus récente est H = 87+-7 récente est H = 87+-7 km.skm.s-1-1.Mpc.Mpc-1-1..Ces mesures militent en Ces mesures militent en faveur d’un univers en faveur d’un univers en expansion à partir d’une expansion à partir d’une explosion initiale appelée explosion initiale appelée BIG-BANG.BIG-BANG.


1.1.4. 1.1.4. Les dimensions de Les dimensions de l’univers.l’univers.

Notre vision actuelle de Notre vision actuelle de l’univers repose sur 2 l’univers repose sur 2 principes:principes:

-le principe d’universalité à -le principe d’universalité à savoir que les lois savoir que les lois physiques sont les mêmes physiques sont les mêmes en tous points de l’univers.en tous points de l’univers.

-le principe cosmologique -le principe cosmologique qui stipule que l’univers qui stipule que l’univers est, à grande échelle, est, à grande échelle, uniforme et isotrope.uniforme et isotrope.


Les observations et mesures Les observations et mesures aujourd’hui vérifient ces aujourd’hui vérifient ces deux principes (pour le deux principes (pour le moment !):moment !):

-la cartographie des 31000 -la cartographie des 31000 radio-sources les plus radio-sources les plus intenses ne montre aucun intenses ne montre aucun écart significatif à une écart significatif à une répartition aléatoire.répartition aléatoire.

-les mesures du -les mesures du rayonnement fossile par le rayonnement fossile par le satellite COBE (Cosmic satellite COBE (Cosmic Background Explorer) ont Background Explorer) ont montré une concordance montré une concordance avec la courbe du corps noir avec la courbe du corps noir à 2,7 °K.à 2,7 °K.


Histoire de l’universLes modèles d’expansion- Les modèles d’expansion- contraction sont basés sur les contraction sont basés sur les équations de champ d’Einstein.équations de champ d’Einstein.

3 modèles cosmologiques 3 modèles cosmologiques possibles:possibles:

-« « Univers ouvertUnivers ouvert »: la densité »: la densité cosmique est inférieure à une cosmique est inférieure à une densité critique = l’expansion est densité critique = l’expansion est éternelle (courbe 3)éternelle (courbe 3)-« « Univers ferméUnivers fermé »: la densité »: la densité cosmique est supérieure à la cosmique est supérieure à la densité critique = l’expansion densité critique = l’expansion prendra fin aboutissant à une prendra fin aboutissant à une phase de contraction (courbe 1)phase de contraction (courbe 1)-« « Univers platUnivers plat »: la densité »: la densité cosmique est égale à la densité cosmique est égale à la densité critique= l’expansion se poursuit critique= l’expansion se poursuit éternellement mais à un taux plus éternellement mais à un taux plus faible que dans le cas de l’univers faible que dans le cas de l’univers ouvert (courbe 2).ouvert (courbe 2).

3

1

2


Est ce le modèle 1, 2 ou 3 le Est ce le modèle 1, 2 ou 3 le bon ?bon ?

L’évaluation de la densité L’évaluation de la densité cosmique est difficile à cosmique est difficile à déterminer. déterminer.

La densité de matière La densité de matière effectivement observée effectivement observée aujourd’hui est de 5.10aujourd’hui est de 5.10-22-22 g/cmg/cm33 (1/100 de la densité (1/100 de la densité critique).critique).

Donc le modèle « d’univers Donc le modèle « d’univers ouvert » serai le bon. Mais ouvert » serai le bon. Mais toute la matière n’est pas toute la matière n’est pas visible…le débat continu !visible…le débat continu !

3

1

2


1.1.5. 1.1.5. L’âge de l’univers.L’âge de l’univers.

Une estimation de l’âge de l’univers peut être obtenu par 3 approches Une estimation de l’âge de l’univers peut être obtenu par 3 approches indépendantes:indépendantes:

-le mouvement des galaxies-le mouvement des galaxies-l’âge des plus vielles étoiles (à partir de leurs ressources énergétiques)-l’âge des plus vielles étoiles (à partir de leurs ressources énergétiques)-l’âge des plus vieux atomes (technique de la radioactivité).-l’âge des plus vieux atomes (technique de la radioactivité).

-le mouvement des galaxies-le mouvement des galaxies

Si les galaxies s’éloignent les unes des autres avec une vitesse qui est Si les galaxies s’éloignent les unes des autres avec une vitesse qui est proportionnelle à leur distance, il est possible de calculer le moment où proportionnelle à leur distance, il est possible de calculer le moment où elles étaient rassemblées:elles étaient rassemblées: 1/H = d/V1/H = d/VEn fonction de la valeur de la constante de Hubble l’âge de l’univers est En fonction de la valeur de la constante de Hubble l’âge de l’univers est compris entre compris entre 15 et 20 Ga15 et 20 Ga..

Histoire de l’univers-L’âge des plus vielles étoiles.-L’âge des plus vielles étoiles.

Estimation à partir de l’analyse des éléments Estimation à partir de l’analyse des éléments chimiques qu’elles consomment pour assurer chimiques qu’elles consomment pour assurer leur brillance.Les plus vielles étoiles auraient leur brillance.Les plus vielles étoiles auraient un âge compris entre un âge compris entre 14 et 16 Ga14 et 16 Ga..

-Les radio-isotopes.-Les radio-isotopes.

La détermination des rapports isotopiques La détermination des rapports isotopiques dans les roches permet de dater ces roches.dans les roches permet de dater ces roches.235235 U et U et 238238 U se désintègrent avec des U se désintègrent avec des périodes différentes. Le rapport périodes différentes. Le rapport 238238U/U/235235U U varie en fonction du temps. Aujourd’hui ce varie en fonction du temps. Aujourd’hui ce rapport vaut 137,8. Il y a 65 Ma (Tertiaire) il rapport vaut 137,8. Il y a 65 Ma (Tertiaire) il valait 10. Lors de la naissance de la Terre, il valait 10. Lors de la naissance de la Terre, il était de 3 (il y a 4,57 Ga). Pour que ce était de 3 (il y a 4,57 Ga). Pour que ce rapport soit de 1 il faut remonter à 15 Ga.rapport soit de 1 il faut remonter à 15 Ga.

3 approches indépendantes donnant une valeur moyenne de 15 Ga. Ces données militent en faveur du BIG-BANG.


Noyaux très chauds : 20-100 millions de degrés

Séquence principale = 90% des étoiles actuelles dont le soleil

Transformation de H en HeNoyau encore plus chaud : 20 à 100 millions de degrésLes réactions nucléaires dégagent de l’énergie sous forme de rayonnement au cœur de l’étoile qui sort en surface sous forme de lumière visible

Phase géante rouge (Beltegeuse et Antares)Hélium se combine : x3 = Carbone, x4 = Oxygène, x5=Néon= brique élémentaires des molécules de la vieNoyau encore + chaud

Phase suivanteLe Carbone se combine et donne du Sodium, de l’Aluminium, du Magnésium = composants des rochesNoyau encore + chaud

1.1.6. La vie des étoiles.


Diagramme de Hertzsprung-Russel

Histoire de l’univers1.1.7. 1.1.7. Le fond cosmique de Le fond cosmique de rayonnement radio.rayonnement radio.

Les modèles prédisant une source d’énergie Les modèles prédisant une source d’énergie très importante au moment du Big-Bang. très importante au moment du Big-Bang. Théoriquement, il doit rester des traces de Théoriquement, il doit rester des traces de cette énergie dans l’univers. Elle a servie cette énergie dans l’univers. Elle a servie entre autre a contrôler la production des entre autre a contrôler la production des noyaux lourd pendant la nucléosynthèse.noyaux lourd pendant la nucléosynthèse.

Les techniques ne permettaient pas avant Les techniques ne permettaient pas avant 1989 de réaliser ce type de mesure.1989 de réaliser ce type de mesure.

Non seulement les mesures du satellite Non seulement les mesures du satellite COBE ont permis de montrer que l’hypothèse COBE ont permis de montrer que l’hypothèse corps noir était la bonne mais en plus une corps noir était la bonne mais en plus une carte du rayonnement fossile à été produite.carte du rayonnement fossile à été produite.

Elle montre des fluctuations thermiques de Elle montre des fluctuations thermiques de l’ordre de 5.10l’ordre de 5.10-6-6 degrés autour d’une valeur degrés autour d’une valeur moyenne de 2,7 °K datant de 300000 ans moyenne de 2,7 °K datant de 300000 ans après le big-bang.après le big-bang.

1.1.8. RESUME - début de l’univers

Temps = 10Temps = 10-43-43 seconde seconde=0,0000000000000000000000000000000000000000001 s=0,0000000000000000000000000000000000000000001 s (limite de Plank de la théorie quantique)(limite de Plank de la théorie quantique)

•la matière de l'univers correspond à une "purée" de quarks, la matière de l'univers correspond à une "purée" de quarks, d'électrons et de positons baignant dans une énergie énorme (T° > d'électrons et de positons baignant dans une énergie énorme (T° > mille milliards de degrés)mille milliards de degrés)

•phase d'expansion jusqu'à 10phase d'expansion jusqu'à 10-35-35 s après le Big Bang. s après le Big Bang.

Temps = 1µs =0,0000000001 s : mise en action de la Force Forte

la force nucléaire forte va devenir supérieure à l'agitation des quarks et va les lier entre eux (grâce aux gluons!) trois par trois pour former les protons et neutrons

Temps = +/- 1min : Mise en action de la Force Faible

Température n'est plus que de 3-10 milliards de degrés l'énergie thermique devient inférieure à la force faible. La nucléosynthèse initiale, avec la formation des noyaux atomiques légers à partir de la liaison des protons et neutrons peut alors débuter.

Protons + électrons forment l’Hélium, l’Hydrogène et quelques éléments lourds

Expansion et refroidissement pendant … 1 million d’années

Temps = 300 000 ans : composition de l’univers

électronsnoyaux d'Hydrogène (protons)noyaux de deutérium 2H, 3He,4He 7Li

La densité de matière étant plus faible, les photons peuvent circuler l'univers devient

transparent

Le rayonnement résultant est celui, découvert par Penzias et Wilson en 1963 et aujourd'hui

refroidi à -270 degrés Celcius

Rayonnement du fond du ciel mesuré par la sonde WMAP

RESUME -

Temps >300 000 ans : Temps >300 000 ans : Mise en action de la Mise en action de la force Electro-Magnétiqueforce Electro-Magnétique •Température < 3000 degrés Température < 3000 degrés univers est rouge comme le fer chauffé dans les forges terrestresunivers est rouge comme le fer chauffé dans les forges terrestres•naissance des atomes protons + électrons = Hydrogènenaissance des atomes protons + électrons = Hydrogène•Naissance de quelques Naissance de quelques molécules comme la molécule d'Hmolécules comme la molécule d'H22

Expansion et refroidissement…Expansion et refroidissement…

Temps >300 000 ans : Temps >300 000 ans : la gravité la gravité devient + forte que les force thermiquesdevient + forte que les force thermiques•La purée d’atome d’Hydrogène et d’hélium se La purée d’atome d’Hydrogène et d’hélium se condense en grumeauxcondense en grumeaux (phénomènes mal compris)(phénomènes mal compris)•Gravité engendre la rotationGravité engendre la rotation•Apparition des galaxies, des amas et super amas de galaxiesApparition des galaxies, des amas et super amas de galaxies Rotation et influences mutuelles fortes des galaxies entre elles (éloignement = Rotation et influences mutuelles fortes des galaxies entre elles (éloignement = seulement 10x leurs tailles)seulement 10x leurs tailles)

Cas des atomes les plus lourdsCas des atomes les plus lourds : :•Possibilité de créer du fer par Possibilité de créer du fer par Si+MgSi+Mg•mais réaction endothermique : refroidissement brutal du noyau qui ne supporte mais réaction endothermique : refroidissement brutal du noyau qui ne supporte alors plus les couches externes, et s’effondrealors plus les couches externes, et s’effondre•Réchauffement brutal et explosion avec des Réchauffement brutal et explosion avec des pics de températurepics de température autour de 5 autour de 5 Milliards de degrésMilliards de degrés•Permet la formation des Permet la formation des noyaux lourdsnoyaux lourds : le fer (26 protons) : le fer (26 protons)•D'autres atomes sont créés par capture des neutrons émis lors de l’explosion : D'autres atomes sont créés par capture des neutrons émis lors de l’explosion : PlombPlomb

Cas des éléments légers et fragilesCas des éléments légers et fragiles : : Li, Be, BLi, Be, B

•Fragiles, ne supportent pas les hautes températures, donc impossibles à créer Fragiles, ne supportent pas les hautes températures, donc impossibles à créer dans coeur des étoilesdans coeur des étoiles•Créés entre les étoiles à partir Créés entre les étoiles à partir des éléments et du flux de particules des éléments et du flux de particules stellairesstellaires : collision de proton + noyau Oxygène : collision de proton + noyau Oxygène

Lambeaux d’étoiles = milieu en cours de refroidissement, enrichi par les éléments lourds éjectés par les étoiles

Noyaux capturent des électrons et deviennent des atomes

Les atomes se combinent en molécules :EauGaz carboniqueAlcool éthylique Amoniaque, méthane

Formation des grains de poussière :Atomes (Al, Mg, Si) s’organisent en réseaux cristallins= nuages interstellaires opaquesDes glaces se déposent : eau, gaz carbonique= micro planètes

Abondance des éléments chimiques dans la soleil

Formation de micro-planètes autour du soleil

Formation des minéraux

Température et séquence de condensationdes éléments chimiques autour du soleil.

La séquence de condensation et les planètes.

Des olivines: Fe, Mg, Si et O

Planets come in two groups:

Terrestrial Planets

- Small, Dense and made of Rock and Iron

Mercure Venus Terre Mars

Planets come in two groups:Jovian Planets (Joviennes)

- Large, Low Density, and Made of Gas and Ice

Jupiter Saturne Uranus Neptune

Des collisions entre les proto-planètes

Asteroides

Les météorites: fragments de proto-planètes

Allende CV3 carbonaceous chondrite

Murchison CM2 carbonaceous

chondrite

Météorites « primitives »

Météorites « primitives » mais aussi plus évoluées

Irons(cores of differentiated planetesimals)

Stony-irons(mechanical mixes of Fe and rock)

Basaltic Achondrites(Crusts and mantles of

differentiated planetesimals)

Ordinary Chondrites(Aggregates of chondrules, CAIs, metal, matrix)

Carbonaceous Chondrites(Primitve, organic rich, contain CAIs)

Origin of the Solar System:InterpretationSolar Nebula Hypothesis

Asteroids

Abondance des éléments chimiques dans la soleil

Allende CV3 carbonaceous chondrite

Murchison CM2 carbonaceous

chondrite

Composition chimique du soleil en fonction de la composition des météorites « primitives »

(carbonées)

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