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/

-2

0

2

4

6

8

10

12

0 10 20 30 40 50 60 70 80 90 100

log

abon

danc

e(a

tom

es /

106 S

i)

H

He

Li

Be

B

Fe

Ca

Sc

CO

UTh

PbPt

Ni

Tc Pm

NNeSi

S

Fe:produit dans la dernière phase

de fusionÉléments > Fe:activation par

neutrons

Instable

CNO

Éléments fissionable

-2

0

2

4

6

8

10

12

0 10 20 30 40 50 60 70 80 90 100

log

abon

danc

e(a

tom

es /

106 S

i)

H

He

Li

Be

B

FeCa

C

N

ONe

SiS

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

-2

0

2

4

6

8

10

12

0 10 20 30 40 50 60 70 80 90 100

log

abon

danc

e(a

tom

es /

106 S

i)

H

He

Li

Be

B

FeCa

C

N

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.

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

Distribution de masse

22

23

24

25

26

27

28

29

30

31

32

0 1000 2000 3000 4000 5000 6000Distance du Soleil (106 km)

log

Mas

s (g

)

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), 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

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 (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?

Nouvelle planète 2003UB313• découverte Jan 2005• 3 fois plus loin que

pluton• 1.5 fois plus grande

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??)

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.