Cours 1 : La matière dans l'univers

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Cours de première année universitaire en Sciences de la Terre : aux origines de la matière

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Cours 1 : La matière dans l'univers

  1. 1. La matière dans l’Univers Partie 1 : Origine de la matière
  2. 2. Caractérisation de la
  3. 3. Mendeleiev Dimitri Ivanovitch (1834-1907) Les éléments : 90 naturels (de 1 à 92 protons) Éléments des Terres Rares, ETR (Rare-Earth Elements, REE) Caractérisation de la
  4. 4. Caractérisation de la
  5. 5. Les Isotopes Eléments ayant les mêmes propriétés chimiques  portent le même nom. Ils se différencient par leur masse  pas le même nombre de neutrons. Caractérisation de la
  6. 6. Les isotopes instables Les Isotopes  marqueurs du temps. Les isotopes stables  marqueurs des phénomènes à basse température (<300°C)  Radioactivité a : AX2 Z A 4X' 4 HeZ 2 Caractérisation de la
  7. 7. Les Isotopes La proportion d’isotopes instables qui disparaît est toujours la même  dN dt  N N = nombre d’atomes qui se désintègrent en fonction du temps l = constante de désintégration  N(t )  Noet N = nombre d’atomes radioactifs restant à No = nombre d’atomes radioactifs initial (à to) LA PERIODE RADIOACTIVE ou la demi-vie : T Temps pour que la moitié des atomes radioactifs se soient désintégrés T  ln2  No 2  No eT Caractérisation de la
  8. 8. Je veux étudier la formation d’une chaîne de montagne, donc dater les roches qui s’y trouvent. Quels éléments vais-je analyser ?
  9. 9. Datation au Carbone 14 pour l’extinction des dinosaure Non mais allo quoi !
  10. 10. Chimie de l’Univers
  11. 11. Pourcentage en masse dans les roches continentales Chimie de l’Univers
  12. 12. H, He, O, Si, Al, Fe, Ca, Na, K et Mg. Pourquoi une telle parcimonie dans l’utilisation des éléments chimiques pour «construire» la Terre et les autres planètes du Système Solaire ? Chimie de l’Univers
  13. 13. Les 10 éléments utilisés sont les plus abondants dans le système solaire. Chimie de l’Univers
  14. 14. Expliquer la courbe d’abondance des éléments revient à répondre à cette question : L’univers, 15 Ga. Les étoiles. Nucléosynthèse stellaire. Nuages de gaz. Nucléosynthèse primordiale. Nucléosynthèse interstellaire. Origine des éléments chimiques
  15. 15. La physique que nous connaissons fonctionnerait jusqu’à 10-43s (temps de Planck) après le Big Bang Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
  16. 16. Le Big-Bang : une théorie cosmologique wikipedia •Théorie unifiée du contenu matériel et de l’évolution de l’Univers •Expansion de l’Univers (refroidissement, diminution de la densité) La physique que nous connaissons fonctionnerait jusqu’à 10^-43s (temps de Planck) après le Big Bang Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
  17. 17. Avec l’expansion  diminution T° de l’univers  diminution énergie des particules  découplage successif des différentes forces. A partir d’une «soupe» de quarks et d’électrons, formation des différentes particules (hadrons, noyaux, atomes et molécules) dans les étapes suivantes…. A 10-6 s, confinement des quarks  hadrons = P et N (nucléons). Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
  18. 18. Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
  19. 19. 3 min (T° = 108 K) < nucléosynthèse primordiale < 30 min (T° = 107 K°). P + N  noyaux 2H 2H + P + N  noyaux 4He Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
  20. 20. JP Bourseau. Energie < force forte fondamentale. Depuis 1 Ma  univers x 1000 Energie < force forte résiduelle. Energie < force électromagnétique. 10-6 s 3 min  30 min. 10-43 s À 10-33 s : inflation  univers x 10 50 0,3 à 1 Ma Vers 4000 K Confinement des quarks Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
  21. 21. La Nucléosynthèse Stellaire Les étoiles se forment. Univers vide & froid MAIS Étoiles denses et chaudes ! La fusion nucléaire peut redémarrer… dans les étoiles Synthèse des éléments = F(Densité, Température) = F(masse de l’étoile) Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
  22. 22. Le diagramme Hertzsprung (danois)-Russel (américain) représente les étoiles en fonction de leur Température de surface et de leur luminosité. Sa luminosité est directement dépendante de la masse de combustible. La Température de l'étoile est équivalente à sa couleur. Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
  23. 23. Une étoile rouge est A. Jeune B. Vieille C. Grosse D. Petite
  24. 24. La vie adulte : la séquence principale. A un moment, l’effondrement gravitationnel cesse au niveau de l’étoile. P gaz au coeur de l'étoile + P radiation  compensent l'effet de la gravitation. Pg + Pr = G  équilibre dynamique et état stable de l’étoile.  se situe sur la séquence principale du diagramme de Hertzsprung-Russel. Elle va y passer environ 90 % de sa vie H  He. Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
  25. 25. Le déclin : géantes rouges et naines blanches. Quand l’étoile est à court de combustible.  Pg + Pr < G  autour du coeur, une coquille d’H va se contracter  sa T° augmente  déclenche fusion rapide de H  gonflement des couches périphériques. Diamère de l’étoile x 200  baisse T° de surface  se traduit par un décalage du rayonnement vers le rouge  géante rouge. Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
  26. 26. Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
  27. 27. Fusion de H S’arrête lorsqu’on a consommé 10% du H Géante rouge : Fusion de He -> C,N,O,F,Ne M<0.07 Ms Naine brune Supergéante : Fusion de C, O -> éléments jusqu’au Fe M<8~10 Ms Naine blanche Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
  28. 28. L'enveloppe externe de l'étoile est arrachée par les vents stellaires.  nébuleuse planétaire. Dumbell, ESO. NGC 3132, Hubble. Stingray, la plus jeune nébuleuse planétaire connue, Hubble. Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
  29. 29. Les couches externes continuent à s'effondrer  la masse du coeur continue d'augmenter  mais pas assez d'énergie (fusion Fe impossible) pour stopper G. Quand sa masse = masse critique de 1,4 MS (= Chandrasekhar)  il s'effondre brutalement sur lui-même en entraînant les couches externes  énergie mécanique énorme qui fait exploser l’étoile (matière éjectée à 10 000 km/s).  phénomène le plus lumineux connu = la supernova. Cette explosion fournit suffisamment d’Energie  pour déclencher à nouveau des réactions de fusion dans le coeur.  création d'éléments plus lourds que Fe. Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
  30. 30. La supernova de 1054 qui a brillé en plein jour pendant plusieurs semaines nous a laissé cette splendide nébuleuse dite «du Crabe» du nom de la constellation où on peut la voir. Nébuleuse du Crabe, ESO. Une supernova = événement rare (1/100 ans) SN1999, NASA. La supernova SN1999 a dégagé une puissance équivalent à 50 000 soleils dans la gamme des rayons X. Une supernova peut briller plus que la galaxie qui l'abrite. Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse
  31. 31. En résumé, les éléments chimiques ont 3 origines, qui expliquent la variabilité des abondances.
  32. 32. Les éléments chimiques sont formés A. Au moment du big bang uniquement B. Au moment de la formation du soleil C. Au coeur des étoiles D. Dans le noyau des planètes E. Dans les nébuleuses
  33. 33. D’après Odin G.S., CRAS, 318 : 59-71, 1994. propose d’utiliser la constance de désintégration pour mesurer le temps. Le Ga devient l’unité de mesure de l’âge de la Terre vs le Ma (Lord Kelvin). Georges Cuvier (1769-1832) Cuvier, Brongniart et d’Orbigny développent la paléontologie stratigraphique. D’Orbigny est le créateur des étages. Ernest Rutherford (1871-1937) Caractérisation de la
  34. 34. Scénario pour des étoiles < 6 MS.  arrêt processus quand He épuisé  noyau de C devient inerte  ralentissement processus de fusion  l’étoile s'éteint. M étoile < 6 MS.

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