Remerciez-le!

Remerciez @Admin pour avoir partagé cet document gratuitement, de la manière la plus simple, en partageant sur les réseaux sociaux.

1- Formation du globe terrestre. Introduction Il est possible d’envisager l’ori

1- Formation du globe terrestre. Introduction Il est possible d’envisager l’origine de la Terre en se basant sur deux sources d’informations : - les données astronomiques : observations fragmentaires et limitées du ciel qui permettent de voir la naissance, l’évolution et la disparition d’étoiles. - les données planétologiques : observations de planètes et de météorites qui permettent de préciser les mécanismes de la formation du système solaire. I Le début de l’histoire : - 15 milliards d’années Quelques minutes après le Big Bang, l’Univers est constitué d’hydrogène (H sous forme de deutérium et tritium), d’hélium (He) et de lithium. La nucléosynthèse, c’est-à-dire la synthèse de noyaux plus lourds, ne pourra se réaliser que dans des conditions de température et de pression rencontrées dans les étoiles géantes puis, lors de leur explosion, dans les supernovae. Il a fallu plusieurs générations d’étoiles et de supernovae pour que tous les éléments de la classification de Mendeleïev puissent être synthétisés au cours de diverses réactions dont les principales sont : - la fusion nucléaire de H, He, C ou O, fortement exothermique, assure la production des éléments de masse atomique inférieure ou égale à celle de Fe - l’absorption de neutrons permet la production des éléments de masse supérieure à celle de Fe - la spallation ou la photodésintégration assurent la division des noyaux lourds II De la nébuleuse solaire aux planètes Notion de nébuleuse solaire : La formation du Soleil (99,8 % de la masse du système solaire) s’accompagne de la formation d’un disque chaud de gaz et de poussières en rotation autour du Soleil : c’est la nébuleuse solaire ou disque protoplanétaire (0,2 % de la masse du système solaire). Le refroidissement de la nébuleuse solaire a permis la condensation progressive des gaz pour une pression de l’ordre de 10-4 bars. On appelle température de condensation (Tc) la température à partir de laquelle 50 % d’un élément est piégé en phase solide : - les éléments qui se condensent en premiers sont appelés éléments réfractaires (Tc supérieure à 1350°K) - les éléments qui se condensent pour une Tc comprise entre 1350°K et 650°K sont dits modérément volatils - enfin, les éléments qui se condensent en dernier sont dits très volatils. La condensation des éléments Température de condensation et abondance des éléments dans la Terre par rapport aux chondrites C1 (chondrites carbonées dont la composition s’apparente le plus à celle de la photosphère solaire) avec Mg = 1 pris comme référence. Un appauvrissement par rapport aux chondrites carbonées est interprété en terme de volatilité des éléments. - Autour de 1800°K se forment des oxydes et des silicates de Al et de Ca - Vers 1350°K, Mg et Si se condensent sous forme d’olivine (forstérite) et de pyroxène (enstatite), Fe se condense sous forme d’un alliage Fer - Nickel - Vers 1000°K, Na, K et B se condensent sous forme d’anorthite La gradation thermique de la nébuleuse solaire conduit à sa stratification chimique La température du disque protoplanétaire n’a pas été homogène : elle était élevée à proximité du jeune Soleil et faible aux confins de la nébuleuse. Seuls les éléments les plus réfractaires ont pu se condenser près du Soleil pour donner les planètes telluriques, qui sont appauvries en éléments volatils par rapport au système solaire dans son ensemble. Les éléments les moins réfractaires se sont condensés aux confins de la nébuleuse solaire donnant les planètes gazeuses, enrichies en éléments volatils par rapport au système solaire dans son ensemble. La règle de Titius-Bode et la ceinture d’astéroïdes La règle de Titius-Bode a été énoncée à la fin du XVIIIe siècle. Elle permet de prédire la distance moyenne d’une planète au Soleil. La distance des planètes au Soleil obéit à une progression géométrique simple : il suffit de prendre la série de nombre suivante : 0, 3, 6, 12, 24, 3 x 24 … et d’ajouter 4 à chacun de ces nombres puis de diviser par 10. On obtient alors les valeurs suivantes : 0,4 – 0,7 – 1 – 1,6… Il se trouve que : - la distance moyenne entre le Soleil et Mercure (n = 0) est de 0,39 UA (1 UA = distance moyenne Terre - Soleil = 150. 106 km) - la distance moyenne entre le Soleil et Vénus (n = 1) est de 0,72 UA… Cette règle fonctionne jusqu’à Uranus (n = 8) Illustration de la règle empirique de Titius-Bode. L’astre attendu pour n = 5 correspond à la ceinture d’astéroïdes. La règle de Titius-Bode fut publiée en 1772, Uranus n’avait pas encore été découverte. La découverte d’Uranus en 1781 par Sir William Herschel, qui se trouvait suivre la règle de Titius-Bode, motiva la recherche de la planète manquante à 2,8 UA (n = 5). C’est en 1801 que Guiseppe Piazzi découvrit l’astéroïde Cérès, le premier des quelque 10 000 astéroïdes qui ont été découverts et baptisés depuis dans la ceinture d’astéroïdes. La ceinture d’astéroïdes est un des vestiges de la phase d’accrétion du système solaire. Elle conserve de la matière primitive qui peut atteindre la Terre sous forme de météorites. Ces astéroïdes sont à l’origine de la notion de planétésimaux qui intervient dans les modèles d’accrétion engendrant la formation des planètes contrôlée par des interactions gravitationnelles. L’accrétion des planétésimaux : l’observation du système solaire et notamment des astéroïdes suggère que cette phase d’accrétion a permis la formation de corps kilométriques : les planétésimaux. On estime qu’il a fallu une dizaine de millions d’années pour que l’accrétion donne des planétésimaux, puis 50 à 100 Ma pour que l’accrétion des planétésimaux donne naissance à la Terre et aux autres planètes telluriques. Cette accrétion n’est d’ailleurs pas achevée puisque plus de 15 000 tonnes de matière extraterrestre, principalement sous forme de particules de petite taille, tombent encore sur Terre chaque année. Formation du système solaire. Pour passer de l’étape 1 à l’étape 4, il a fallu 5 à 10 Ma tandis que pour passer de l’étape 4 à l’étape 5 50 à 100 Ma ont été nécessaires. Deux scenarii de formation des planètes telluriques : Formation des planètes. A : Scénario décrivant les étapes de la formation d’une planète tellurique. B : Les deux scenarii de formation de la Terre. - Accrétion hétérogène : les grains solides s’agglutinent au fur et à mesure de la condensation des éléments : c’est d’abord le noyau de fer qui se forme, puis le manteau de silicates et enfin une enveloppe d’eau et de gaz. - Accrétion homogène : l’agglomération des grains solides ne s’effectue qu’après la condensation de tous les éléments et donne des corps solides homogènes qui se différencient secondairement par gravité. Aujourd’hui, on pense que l’accrétion a été principalement, mais pas seulement, homogène et que le noyau s’est différencié rapidement du manteau par percolation de gouttes métalliques. La croûte, quant à elle, peut être considérée comme le produit de la fusion partielle du manteau. III L’apport des météorites à la connaissance de la formation du système solaire Dans la ceinture d’astéroïdes, l’accrétion n’a pas été à son terme puisqu’elle n’a pas abouti à la formation d’un corps planétaire unique, mais seulement à la formation d’embryons de planètes : les astéroïdes. En plus du Soleil, c’est là qu’il faut aller chercher la matière primitive dont est issue la Terre, matière qui parvient à la Terre sous forme de météorites. Diversité des météorites : On distingue deux grandes catégories de météorites : - Les chondrites : elles représentent 80 à 85 % des météorites connues. Elles sont formées de chondres qui sont des globules de silicates de taille millimétrique, à composition d’olivine, de pyroxène, de plagioclases et d’une matrice cristallisée de même nature mais enrichie en Fe, Ni et S. La présence de cristaux de fer, répartis de manière homogène parmi les silicates, constitue l’originalité des chondrites. On distingue trois grandes classes de chondrites : les chondrites ordinaires (O), les chondrites à enstatite (E) et un très petit nombre d’entre elles (Orgueil en France, Allende au Mexique) contiennent des inclusions blanchâtres réfractaires d’oxydes de Ti, Al et Ca (CAI), des minéraux hydratés (serpentines, saponite) et 5 % de carbone organique (acides aminés et kérogène) : ce sont des chondrites carbonées (C) qui n’ont pu être que très faiblement métamorphisées après que ce type de composés se soit formé. Chaque classe de chondrite est subdivisée en sous-classe : CI, CM, CR … pour les chondrites carbonées, par exemple, les initiales I, M, R …sont celles des localités où elles ont été trouvées Cliché, au microscope optique, d’un chondre de la météorite d’Allende (Mexique). Le diamètre du chondre est d’environ 2 mm. - Les achondrites représentent 15 % des météorites, elles ne contiennent pas de chondres et sont moins riches en métaux (Fe, Ni) et se répartissent en trois types : • les achondrites basaltiques • les achondrites pauvres en Ca et Fe, à composition de péridotites terrestres • les achondrites composées d’un alliage de Fe - Ni à 5 ou 10 % de Ni, nommées sidérites. Propriétés et renseignements fournis par les météorites : Les uploads/Ingenierie_Lourd/ 1-formation-du-globe-terrestre.pdf