naissance de notre système solaire - faculté des...
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Naissance de notre système solaire
Refs:Faure Geochemistryhttp://spacelink.msfc.nasa.gov/Instructional.Materials/Curriculum.Support/Space.Science/Our.Solar.System/http://www.seds.org/nineplanets/nineplanets/
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Fe:produit dans la dernière phase
de fusionÉléments > Fe:activation par
neutrons
Instable
CNO
Éléments fissionable
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Caractéristiques de l’abondance solaire
1. Les éléments qui ont des nombres atomiques pairs sontplus abondant que les éléments voisins aux nombresatomiques impairs (effet zigzag)
2. Abondance extrême de H et He (> 99 wt%). Il existeune diminution exponentielle de l’abondance des éléments en fonction de l’augmentation du nombreatomique (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
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FeCa
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OMg S
NiCr
Pb
Caractéristiques de l’abondance solaire
5. Les nucleides dont le nombre de masse est un multiple de 4 ont des abondances élevées. O (N=8).
6. Les éléments dont le nombre atomique est supérieur à26 (Z>26) 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 demi-vie.
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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
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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
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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
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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
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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
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Distribution de masse
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0 1000 2000 3000 4000 5000 6000Distance du Soleil (106 km)
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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–
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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.
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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)
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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)
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Mars
• Mariner 4 (’65), Mars 2 et Viking (’76), Pathfinder (’97), Mars rovers (’04)
• 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
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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.
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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
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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
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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
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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
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Pluton (et Charon)
• 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?
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Nouvelle planète 2003UB313• découverte Jan 2005• 3 fois plus loin que
pluton• 1.5 fois plus grande
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Comètes
• Noyau solide et stable, de H2O glace et poussière et d’autres solides
• Coma (atmosphère) –nuage d’eau, CO2et 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 extrémitésdu système solaire (trillions de comètes, mass de Jupiter??)
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Deep impact July 4, 2005• What is the depth to primitive material?• Crater depth and form reveal material types.• Composition of ejecta reveals interior materials.• Changes in outgassing from impact.