I- Introduction aux Sciences de La Terre.
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I- Introduction aux Sciences de La Terre.
Définitions ; La Terre et ses ressources ; Aperçu sur les disciplines fondamentales et les disciplines appliquées des
Sciences de La Terre.
II - Cadre cosmologique de La Terre et caractéristiques générales.
- Aperçu sur l'Univers : Définitions des galaxies ; Etoiles ; Système solaire et place de La Terre dans ce système.
- Caractéristiques générales de La Terre : Forme ; Dimensions ; Masse et densité ; Rotation ; Révolution ;
Gravitation ; Champ magnétique…
III - Notions de sismologie et structure interne de La Terre.
- Les ondes sismiques : Définitions ; Origine ; Différents types ; Réflexion et réfraction.
- Propagation des ondes sismiques dans le globe terrestre et mise en évidence des discontinuités.
- Hétérogénéité de La Terre.
IV - Objets de datation en Sciences de La Terre.
- Géochronologie relative : A - La datation relative (Principes de superposition, de recoupement, d'inclusion et de
continuité latérale). B - Méthodes paléontologiques (Fossiles caractéristiques ; Associations fossilifères).
- Géométrie et relations entre les couches : Structure concordante ; Lacune ; Discordance.
- Géochronologie absolue : Radiochronologie (Principe de la radiochronologie ; Détermination de l’âge ; Méthodes
de mesure).
V - Aperçu sur l’Histoire géologique de La Terre.
- L'éon cryptozoïque ou Précambrien (L'Hadéen ; L'Archéen ; Le Protérozoïque).
- L'éon phanérozoïque (L'ère Primaire ; L'ère Secondaire ; L'ère Cénozoïque).
Cadre cosmologique de La Terre et caractéristiques générales
II - Cadre cosmologique de La Terre et caractéristiques générales.
- Aperçu sur l'Univers :
Définitions des galaxies ;
Etoiles ;
Système solaire et
place de La Terre dans ce système.
- Caractéristiques générales de La Terre :
Forme ;
Dimensions ;
Masse et densité ;
Rotation ;
Révolution ;
Gravitation ;
Champ magnétique…
Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019
Cadre cosmologique de La Terre et caractéristiques générales
Neptune
Saturn
Mars Uranus
Étoile, Galaxie, Planètes gazeuses,
Vénus Planètes telluriques
Terre Jupiter
Mercure
Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019
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Aperçu sur l’univers: Galaxies
Une galaxie est un assemblage d'étoiles, de gaz, de poussières et
peut-être essentiellement de matière noire, contenant parfois un
trou noir supermassif en son centre.
On estime que l’univers compte quelques centaines de milliards
de galaxies de masse significative
Toutes les étoiles ne sont pas situées dans les galaxies. S'il semble
établi que c'est au sein des galaxies que se forment les étoiles,
celles-ci sont susceptibles d'en être expulsées, soit du fait
d'interactions entre galaxies, soit du fait de rencontres
rapprochées entre une étoile et un astre très massif, tel un trou
noir supermassif situé au centre d'une galaxie
Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019
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I8 En première approximation, on peu considérer la galaxie comme constituée par un disque très aplati dont le, diamètre est
voisin de 30 000 parsecs (100 000al)et dont grosse boursouflure vers le centre(5 000pc), appelée bulbe. Le centre est situé pour
nous vers la constellation du Sagittaire. Le soleil se situe à 28 000 années de lumière du centre et légèrement au N. du plan
moyen, l’épaisseur du disque au niveau du Soleil étant d’environ 1 000pc. La concentration diminue quand on se rapproche des
bords du disque. Autour du disque se répartissent des amas globulaire dans un système sphéroïdal appelé halo.
Le disque comprend environ 70%de la masse totale de la galaxie; il contient des étoiles d’ages et de masses variés et toute la
matière interstellaire. Cette dernière et les étoiles les plus jeunes sont réparties le long de bras spiraux dans un disque
d’épaisseur très faible, de l’ordre de 200al. Les étoiles plus vieille et les nébuleuses planétaires sont moins concentrées dans le
disque galactique avec une épaisseur moyenne de l’ordre de 700 à 1 000al.
Le bulbe contient une très faible proportion de gaz; il est pour l’essentiel constitué d’étoiles vieilles riches en métaux et
d’étoiles de population II. La répartition du gaz interstellaire révélée par les observations radioastronomiques de l’hydrogène
neutre à 21cm de longueur d’onde et du monoxyde de carbone indique une structure complexe et d’importants mouvements
d’expansion du gaz à partir du centre galactique, avec en particulier une concentration en anneau à environ 10 000al du centre.
La région centrale, la plus dense, est appelée noyau. Le centre même de la galaxie coïncide avec une radiosource compacte,
Sagittarius A, d’un diamètre inférieur à 20 fois la distance Terre-Soleil. C’est aussi une source de rayon X et d’infrarouge.
Le Halo est essentiellement peuplé d’étoiles âgées. Il réparties dans les amas globulaires.
ILHAM; 25.08.2017
I9 1) Classification des galaxies:
Dans la classification morphologique dérivée de celle de E. Hubble (1926). On distingue 4 catégories de galaxies selon leur
forme : Les spirales (60%), les elliptiques (15%), les lenticulaires (20%) et les irrégulières (3%). Seulement 2% de galaxies dites «
particulières » échappent à cette classification.
(voir schéma)
a)Les galaxies elliptiques
Elles sont souvent petites et de faible luminosité, contenant quelques 109 ou 1010 étoiles; mais il en existe de -rares- super
géantes, contenant jusqu'à 1013 étoiles.
Elles sont classées de E0 à E7, en fonction de l'aplatissement apparent de leur ellipsoïde; si les deux axes de l'ellipsoïde sont a
et b, la galaxie est classée En avec :
L'aplatissement n'est pas dû à une rotation d'ensemble, mais à l'arrangement des orbites individuelles des étoiles; une galaxie
elliptique peut être triaxiale (les trois axes de l'ellipsoïde sont différents).
Les quatre caractéristiques des galaxies elliptiques sont :
o L'absence de structure spirale.
Slide 4 (Continued)
o Une dispersion des vitesses élevée : les orbites sont "dans tous les sens", avec toutes les ellipticités.
o Très peu de poussière et de gaz entre les étoiles.
o En conséquence, pas de formation de nouvelles étoiles, pas d'étoiles jeunes, pas de supernovae. C'est pourquoi on
dit souvent que les galaxies elliptiques sont peuplées de vieilles étoiles.
b) Les galaxies spirales
Elles sont classées en fonction des développements relatifs du bulbe central et du disque où se trouvent les bras spiraux. Une
galaxie à très gros bulbe et bras enroulés très serrés, à peine visibles, sera une Sa; une galaxie au bulbe minuscule et aux bras
complexes, très déroulés, sera une Sd. On distingue aussi les spirales normales, où les bras partent des régions les plus
centrales, des spirales barrées, où les bras partent des extrémités d'une barre lumineuse qui traverse le bulbe; ces dernières
sont classées SBa à SBd.
Il est à noter que les spirales barrées, considérées au début comme des curiosités, apparaissent aujourd'hui comme des
galaxies tout à fait ordinaires, la barre étant peut-être un phénomène transitoire par lequel passeraient plus ou moins
brièvement la plupart des galaxies, éventuellement de façon récurrente. Cette structure semble être un moyen puissant de
transférer de la masse vers les régions centrales, et, à ce titre, est peut-être liée aux phénomènes de noyau actif dont nous
parlerons plus loin.
Beaucoup de spirales sont très lumineuses, contenant jusqu'à 1011 ou 2 1011 étoiles. C'est le cas de notre galaxie, comme celui
de la Galaxie d'Andromède. Il existe aussi des galaxies S0 et SB0, qui présentent un bulbe, un disque, éventuellement une barre,
mais pas de bras. On les appelle galaxies lenticulaires, et elles se situent, dans la séquence de Hubble, à la jonction
elliptiques/spirales.
Les quatre caractéristiques des galaxies spirales sont les suivantes :
o Une structure spirale plus ou moins apparente.
o Une rotation d'ensemble qui domine nettement la dispersion des vitesses individuelles.
o Un peu ou beaucoup de poussière et de gaz entre les étoiles.
o En conséquence, formation de nouvelles étoiles. Population d'étoiles jeunes, chaudes ("bleues") et massives dans les
bras spiraux; supernovae.
c) Les galaxies irrégulières
Elles ne présentent pas de structure particulière, les étoiles y sont groupés en paquets répartis aléatoirement. Elles sont ou non
riches en poussières et en gaz, et présentent ou pas des sursauts de formation d'étoiles. Ce sont en général de petites galaxies,
faiblement lumineuses, contenant de quelques 107 à quelques 109 étoiles. Elles ne sont donc détectées qu'à faible distance de
nous, bien qu'elles constituent peut-être une population numériquement très importante de l'univers.
Notre Voie Lactée a parmi ses satellites deux galaxies irrégulières : les nuages de Magellan; notons que le Grand Nuage de
Magellan est parfois classé comme une très petite SB...
ILHAM; 25.08.2017
I8
I9
Aperçu sur l’univers: Galaxies
Les galaxies en tant que systèmes stellaires de grande taille ont
été mises en évidence dans le courant des années 1920, par
l'astronome américain Edwin Hubble, bien que des premières
données indiquant ce fait remontent à 1914.
Les galaxies sont de trois types morphologiques principaux :
elliptiques, spirales, irrégulières. Une description plus étendue
des types de galaxies a été donnée à la même époque par Hubble
et est depuis nommée séquence de Hubble.
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I8 En première approximation, on peu considérer la galaxie comme constituée par un disque très aplati dont le, diamètre est
voisin de 30 000 parsecs (100 000al)et dont grosse boursouflure vers le centre(5 000pc), appelée bulbe. Le centre est situé pour
nous vers la constellation du Sagittaire. Le soleil se situe à 28 000 années de lumière du centre et légèrement au N. du plan
moyen, l’épaisseur du disque au niveau du Soleil étant d’environ 1 000pc. La concentration diminue quand on se rapproche des
bords du disque. Autour du disque se répartissent des amas globulaire dans un système sphéroïdal appelé halo.
Le disque comprend environ 70%de la masse totale de la galaxie; il contient des étoiles d’ages et de masses variés et toute la
matière interstellaire. Cette dernière et les étoiles les plus jeunes sont réparties le long de bras spiraux dans un disque
d’épaisseur très faible, de l’ordre de 200al. Les étoiles plus vieille et les nébuleuses planétaires sont moins concentrées dans le
disque galactique avec une épaisseur moyenne de l’ordre de 700 à 1 000al.
Le bulbe contient une très faible proportion de gaz; il est pour l’essentiel constitué d’étoiles vieilles riches en métaux et
d’étoiles de population II. La répartition du gaz interstellaire révélée par les observations radioastronomiques de l’hydrogène
neutre à 21cm de longueur d’onde et du monoxyde de carbone indique une structure complexe et d’importants mouvements
d’expansion du gaz à partir du centre galactique, avec en particulier une concentration en anneau à environ 10 000al du centre.
La région centrale, la plus dense, est appelée noyau. Le centre même de la galaxie coïncide avec une radiosource compacte,
Sagittarius A, d’un diamètre inférieur à 20 fois la distance Terre-Soleil. C’est aussi une source de rayon X et d’infrarouge.
Le Halo est essentiellement peuplé d’étoiles âgées. Il réparties dans les amas globulaires.
ILHAM; 25.08.2017
I9 1) Classification des galaxies:
Dans la classification morphologique dérivée de celle de E. Hubble (1926). On distingue 4 catégories de galaxies selon leur
forme : Les spirales (60%), les elliptiques (15%), les lenticulaires (20%) et les irrégulières (3%). Seulement 2% de galaxies dites «
particulières » échappent à cette classification.
(voir schéma)
a)Les galaxies elliptiques
Elles sont souvent petites et de faible luminosité, contenant quelques 109 ou 1010 étoiles; mais il en existe de -rares- super
géantes, contenant jusqu'à 1013 étoiles.
Elles sont classées de E0 à E7, en fonction de l'aplatissement apparent de leur ellipsoïde; si les deux axes de l'ellipsoïde sont a
et b, la galaxie est classée En avec :
L'aplatissement n'est pas dû à une rotation d'ensemble, mais à l'arrangement des orbites individuelles des étoiles; une galaxie
elliptique peut être triaxiale (les trois axes de l'ellipsoïde sont différents).
Les quatre caractéristiques des galaxies elliptiques sont :
o L'absence de structure spirale.
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o Une dispersion des vitesses élevée : les orbites sont "dans tous les sens", avec toutes les ellipticités.
o Très peu de poussière et de gaz entre les étoiles.
o En conséquence, pas de formation de nouvelles étoiles, pas d'étoiles jeunes, pas de supernovae. C'est pourquoi on
dit souvent que les galaxies elliptiques sont peuplées de vieilles étoiles.
b) Les galaxies spirales
Elles sont classées en fonction des développements relatifs du bulbe central et du disque où se trouvent les bras spiraux. Une
galaxie à très gros bulbe et bras enroulés très serrés, à peine visibles, sera une Sa; une galaxie au bulbe minuscule et aux bras
complexes, très déroulés, sera une Sd. On distingue aussi les spirales normales, où les bras partent des régions les plus
centrales, des spirales barrées, où les bras partent des extrémités d'une barre lumineuse qui traverse le bulbe; ces dernières
sont classées SBa à SBd.
Il est à noter que les spirales barrées, considérées au début comme des curiosités, apparaissent aujourd'hui comme des
galaxies tout à fait ordinaires, la barre étant peut-être un phénomène transitoire par lequel passeraient plus ou moins
brièvement la plupart des galaxies, éventuellement de façon récurrente. Cette structure semble être un moyen puissant de
transférer de la masse vers les régions centrales, et, à ce titre, est peut-être liée aux phénomènes de noyau actif dont nous
parlerons plus loin.
Beaucoup de spirales sont très lumineuses, contenant jusqu'à 1011 ou 2 1011 étoiles. C'est le cas de notre galaxie, comme celui
de la Galaxie d'Andromède. Il existe aussi des galaxies S0 et SB0, qui présentent un bulbe, un disque, éventuellement une barre,
mais pas de bras. On les appelle galaxies lenticulaires, et elles se situent, dans la séquence de Hubble, à la jonction
elliptiques/spirales.
Les quatre caractéristiques des galaxies spirales sont les suivantes :
o Une structure spirale plus ou moins apparente.
o Une rotation d'ensemble qui domine nettement la dispersion des vitesses individuelles.
o Un peu ou beaucoup de poussière et de gaz entre les étoiles.
o En conséquence, formation de nouvelles étoiles. Population d'étoiles jeunes, chaudes ("bleues") et massives dans les
bras spiraux; supernovae.
c) Les galaxies irrégulières
Elles ne présentent pas de structure particulière, les étoiles y sont groupés en paquets répartis aléatoirement. Elles sont ou non
riches en poussières et en gaz, et présentent ou pas des sursauts de formation d'étoiles. Ce sont en général de petites galaxies,
faiblement lumineuses, contenant de quelques 107 à quelques 109 étoiles. Elles ne sont donc détectées qu'à faible distance de
nous, bien qu'elles constituent peut-être une population numériquement très importante de l'univers.
Notre Voie Lactée a parmi ses satellites deux galaxies irrégulières : les nuages de Magellan; notons que le Grand Nuage de
Magellan est parfois classé comme une très petite SB...
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Aperçu sur l’univers: Galaxies Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019
I5
Aperçu sur l’univers : La voix lactée
La Voie lactée est la galaxie dont fait partie le Système solaire.
Il s'agit d'une galaxie spirale barrée dont le diamètre est le plus souvent estimé
entre 100 000 et 120 000 années-lumière. Elle comprend de 200 à 400 milliards
d'étoiles et au minimum 100 milliards de planètes.
Le Système solaire se situe à environ 27 000 années-lumière du centre galactique.
Ce dernier comprend une source intense d'ondes radio, Sagittaire A, qui est
probablement un trou noir super massif.
Pour exprimer les distances des étoiles, on utilise les deux unités suivantes:
- L’année lumière: distance parcourue par la lumière dans le vide en un an;
1al=9.46. 1012 km soit près de 10 milliards de km
- Le parsec (pc): abréviation de prrallaxe-seconde, distance d’où l’on voit le
rayon de l’orbitre terrestre sous un angle de 1``: 1pc=3.26 al
La Voie lactée et le centre galactique (masse lumineuse proche de la crête des montagnes)
lorsqu'observée en direction de la constellation du Sagittaire. Photo prise dans le désert de Black Rock
par une nuit sombre.
Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019Slide 7
I5 Unités:
Pour exprimer les distances des étoiles, on utilise :
L’année de lumière ou année lumière (al) : distance parcourue par la lumière dans le vide en un an : 1 al= 9,46. 1012 Km (soit
près de 10 000 milliards de kilomètres).
Le parsec (pc) : abréviation de parallaxe-seconde, distance d’où l’on voit le rayon de l’orbite terrestre sous un angle (parallaxe)
de 1’’ : 1pc= 3,26 al
ILHAM; 25.08.2017I5
Aperçu sur l’univers : La voix lactée
La Voie lactée est la deuxième plus grande galaxie du Groupe local.
Le diamètre de son disque est le plus souvent estimé entre 100 000 et 120 000
années-lumières (a.l.), alors que son épaisseur est en moyenne de 1 000.
Si le Système solaire jusqu'à l'orbite de Neptune était de la taille d'une pièce de
monnaie de 25 mm, la Voie lactée aurait la taille des États-Unis.
La Voie lactée et le centre galactique (masse lumineuse proche de la crête des montagnes)
lorsqu'observée en direction de la constellation du Sagittaire. Photo prise dans le désert de Black Rock
par une nuit sombre.
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I5 Unités:
Pour exprimer les distances des étoiles, on utilise :
L’année de lumière ou année lumière (al) : distance parcourue par la lumière dans le vide en un an : 1 al= 9,46. 1012 Km (soit
près de 10 000 milliards de kilomètres).
Le parsec (pc) : abréviation de parallaxe-seconde, distance d’où l’on voit le rayon de l’orbite terrestre sous un angle (parallaxe)
de 1’’ : 1pc= 3,26 al
ILHAM; 25.08.2017Aperçu sur l’univers : La voix lactée Unités: Pour exprimer les distances des étoiles, on utilise : L’année de lumière ou année lumière (al) : distance parcourue par la lumière dans le vide en un an : 1 al= 9,46. 1012 Km (soit près de 10 000 milliards de kilomètres). Le parsec (pc) : abréviation de parallaxe-seconde, distance d’où l’on voit le rayon de l’orbite terrestre sous un angle (parallaxe) de 1’’ : 1pc= 3,26 al Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019
I10
Aperçu sur l’univers : Les étoiles
Le sens premier du mot étoile est celui d'un point lumineux dans le ciel nocturne,
et par extension, des figures géométriques représentant des rayons partant d'un
centre
En astronomie, la signification scientifique plus restreinte d'étoile est celle d'un
corps céleste plasmatique qui rayonne sa propre lumière par réactions de fusion
nucléaire, ou des corps qui ont été dans cet état à un stade de leur cycle de vie,
comme les naines blanches ou les étoiles à neutrons
Les masses possibles des étoiles s'étendent de 0,085 masse solaire à une centaine de
masses solaires. La masse détermine la température et la luminosité de l'étoile
Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019Slide 10
I10 Les étoiles naissent de la contraction de vastes nuages de matière interstellaire (nébuleuse). Lorsque leur température devient
suffisante, des réactions thermo- nucléaires s’amorcent dans leurs régions centrales et leur permettent de rayonner. La matière
qui les constitue subit ainsi un échauffement de plus en plus intense qui autorise le déclenchement de réactions
thermo-nucléaires entre éléments de plus en plus lourds. Pendant la majeure partie de leur vie, elles tirent leur énergie de la
transformation d’hydrogène en hélium (cas du soleil actuel). Lorsque leur combustible nucléaire s’épuise, elles connaissent une
phase explosive puis subissent une phase ultime d’effondrement gravitationnel qui engendre, selon leur masse une naine
blanche, une étoile à neutron ou un trou noir.
6) Trous noirs :
Le stade ultime de l’évolution des étoiles massives (>= 4 fois la masse du soleil) doit être un trou noir, résultant de la
contraction gravitationnelle indéfinie de la masse stellaire. De tels objets doivent leur nom au fait que leur champ de
gravitation est si intense que rien, pas même la lumière, n’en peut sortir.
ILHAM; 25.08.2017I10
Aperçu sur l’univers : Les étoiles
Les étoiles produisent leur énergie et leur rayonnement par conversion de
l'hydrogène en hélium, par des mécanismes de fusion nucléaire comme le cycle
carbone-azote-oxygène ou la chaîne proton-proton.
Une étoile rayonne dans tout le spectre électromagnétique, au contraire de la
plupart des planètes (comme la Terre) qui reçoivent principalement l'énergie de
l'étoile ou des étoiles autour desquelles elles gravitent.
Le Soleil est une étoile assez typique dont la masse, de l'ordre de 2×1030 kg, est
représentative de celle des autres étoiles
Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019Slide 11
I10 Les étoiles naissent de la contraction de vastes nuages de matière interstellaire (nébuleuse). Lorsque leur température devient
suffisante, des réactions thermo- nucléaires s’amorcent dans leurs régions centrales et leur permettent de rayonner. La matière
qui les constitue subit ainsi un échauffement de plus en plus intense qui autorise le déclenchement de réactions
thermo-nucléaires entre éléments de plus en plus lourds. Pendant la majeure partie de leur vie, elles tirent leur énergie de la
transformation d’hydrogène en hélium (cas du soleil actuel). Lorsque leur combustible nucléaire s’épuise, elles connaissent une
phase explosive puis subissent une phase ultime d’effondrement gravitationnel qui engendre, selon leur masse une naine
blanche, une étoile à neutron ou un trou noir.
6) Trous noirs :
Le stade ultime de l’évolution des étoiles massives (>= 4 fois la masse du soleil) doit être un trou noir, résultant de la
contraction gravitationnelle indéfinie de la masse stellaire. De tels objets doivent leur nom au fait que leur champ de
gravitation est si intense que rien, pas même la lumière, n’en peut sortir.
ILHAM; 25.08.2017Aperçu sur l’univers : Le système solaire
Neptune
Saturn
Mars Uranus Le système solaire est une communauté
ordonnée comprenant:
Vénus
une étoile (le Soleil),
Terre Jupiter
huit planètes
Mercure
(Pluton n’étant plus considérée comme une
planète depuis le 24 août 2006)
une centaine de milliers de satellites, des
météorites, des astéroïdes et des comètes.
Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019Aperçu sur l’univers : Le système solaire Le système solaire est âgé d’environ 4,55 milliards d’années dans une nébuleuse solaire. Sa formation rapide (de l’ordre de 200 Ma) s’est effectuée en trois étapes : condensation du nuage protosolaire accrétion différenciation. Le système solaire est situé dans la galaxie de la Voie Lactée. Les distances y sont mesurées en unités astronomiques (U.A.), une U.A. correspondant à la distance Terre-Soleil. La frontière de ce système correspond à un nuage de comètes (le nuage d’Oort), situé à plus de 60 000 U.A. du Soleil soit environ 2 000 fois plus éloigné que la plus lointaine des planètes (Neptune, 30 U.A.). Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019
Aperçu sur l’univers : Le soleil Le Soleil est une étoile sphérique de taille modeste (695 000 km de rayon) constituée essentiellement: d’hydrogène (73 %) et d’hélium (25 %). Le soleil représente 99 % de la masse totale du système solaire. Planètes : 0,135 % Comètes : 0,01% Satellites : 0,00005 % Planètes mineures : 0,0000002 % Météoroïdes : 0,0000001 % Milieu interplanétaire : 0,0000001 % Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019
Aperçu sur l’univers : Le soleil Il tourne sur lui-même avec une période de 27 jours environ. Il est le siège de réactions nucléaires (fusion) très intenses qui libèrent l’énergie sous forme d’un rayonnement de photons et de neutrinos ou de vent solaire (plasma de protons et d’électrons). Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019
I1
I7
Aperçu sur l’univers : Le soleil
Le Soleil n’étant pas « solide », il est difficile de
déterminer ses limites exactes. On sépare donc sa
structure interne de son « atmosphère » grâce à la
diminution de densité de ses gaz.
Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019Slide 16
I1 * Noyau : région centrale du soleil la plus chaude (environ 15 millions de degrés). Il est le siège de réactions thermonucléaires
qui alimentent le soleil en énergie.
* Zone radiative : couche profonde, enveloppant le noyau, où l’énergie est transporté en rayonnement.
* Zone de convection : Couche turbulente, située sous la photosphère où l’énergie est transportée par convection ;
elle serait épaisse de 200 000 km.
* Photosphère : Région de l’atmosphère solaire d’où provient la quasi-totalité de la lumière visible. Elle ne dépasse
pas 200 km. (taches solaires).
* Chromosphère : couche rose vif, épaisse d’environ 10 000 km qui enveloppe la photosphère, et d’où s’échappent
des protubérances.
ILHAM; 25.08.2017
I7 ILHAM; 25.08.2017I1
I7
Aperçu sur l’univers : Le soleil
Noyau: région centrale du soleil la plus chaude (environ
15 millions °C). Il est le siège de réactions
thermonucléaires qui alimentent le soleil en énergie.
Zone radiative: couche profonde enveloppant le noyau où
l’énergie est transportée en rayonnement.
Zone de convection: couche turbulente située sous la
photosphère où l’énergie est transportée par convection;
elle serait épaisse de 200000 km.
Photosphère: Région de l’atmosphére solaire d’où
provient la quasi-totalité de la lumière visible. Elle ne
dépasse pas 200km d’épaisseur (taches solaires).
Chromosphère: Couche rose vif, épaisse d’environ 10000
km qui enveloppe la photosphère et d’où s’échappent des
protubérances.
Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019Slide 17
I1 * Noyau : région centrale du soleil la plus chaude (environ 15 millions de degrés). Il est le siège de réactions thermonucléaires
qui alimentent le soleil en énergie.
* Zone radiative : couche profonde, enveloppant le noyau, où l’énergie est transporté en rayonnement.
* Zone de convection : Couche turbulente, située sous la photosphère où l’énergie est transportée par convection ;
elle serait épaisse de 200 000 km.
* Photosphère : Région de l’atmosphère solaire d’où provient la quasi-totalité de la lumière visible. Elle ne dépasse
pas 200 km. (taches solaires).
* Chromosphère : couche rose vif, épaisse d’environ 10 000 km qui enveloppe la photosphère, et d’où s’échappent
des protubérances.
ILHAM; 25.08.2017
I7 ILHAM; 25.08.2017Aperçu sur l’univers : Le soleil
Enveloppes Caractéristique Rayon ou épaisseur
Structure interne
Noyau ou coeur Très dense (d = 150) R = 150 000 km
T° = 15.106 °C
Zone radiative d = 15 R = 350 000 km
T° = 106 °C
Chaleur évacuée par radiation.
Zone convective d et T° diminuent (T° d’environ 6-7 000 °C) R = 200 000 km
Chaleur évacuée par convection.
Photosphère T° varie de 8 000 °C à la base à 4 500 °C au sommet. Ep = 300 km
Couleur blanc-jaune à l’oeil.
Atmpsophère
Chromosphère T° varie de 4 500 °C à la base à 106°C au sommet. Ep = 2 000 km
Couleur rose vif visible lors d’éclipse totale.
Couronne T° environ 3.106°C > 100 000 km
Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019I6
Aperçu sur l’univers : Les planètes
Neptune
Les planètes sont des corps non lumineux qui gravitent
Mars Uranus autour du Soleil.
Vénus Saturn
Terre
Parmi les planètes principales du système solaire, les cinq les
Jupiter
plus proches de la terre (Mercure, vénus, mars, Jupiter,
Mercure
Saturne) sont visibles à l’œil nu et observées depuis
l’antiquité.
Les trois plus lointaines ont été découvertes au télescope :
Uranus en 1781, Neptune en 184 (suite aux calculs) et pluton
en 1930.
Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019Slide 19
I6 En termes plus mathématiques, la formule à utiliser pour trouver la distance de la planète au Soleil est :
r=0,4+0,3×2n 1
où r est exprimé en UA
n est le "rang" de la planète
ILHAM; 25.08.2017I6
Aperçu sur l’univers : Les planètes
Neptune
Mars Uranus
Vénus Saturn
Terre Jupiter
Mercure
Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019Slide 20
I6 En termes plus mathématiques, la formule à utiliser pour trouver la distance de la planète au Soleil est :
r=0,4+0,3×2n 1
où r est exprimé en UA
n est le "rang" de la planète
ILHAM; 25.08.2017Aperçu sur l’univers : Les planètes
Mercure Venus Terre Mars Jupiter Saturne Uranus Neptune
Distance/Soleil 58 107,9 149,6 227,7 777,9 1 427 2 869 4 497
(10000000 km)
Densité 5,43 5,24 5,52 3,93 1,33 0,71 1,31 1,77
(eau = 1)
Révolution 88 j 224,7 j 365,26 j 687 j 11,86 a 29,46 a 84,01 a 164,8 a
sidérale
Rotation 58,65 243,6 0,9973 1,026 0,41 0,427 0,45 0,67
(jours)
Satellites 1 2 39 28 17 8
Les huit planètes (Mercure, Vénus, Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune) tournent autour du Soleil en
suivant des orbites elliptiques quasi-circulaires. Ces orbites sont globalement situées sur un même plan, l’écliptique.
Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019I2
Aperçu sur l’univers : Les planètes
Les quatre planètes les plus proches du Soleil sont petites, denses et possèdent une atmosphère réduite et dépourvue
d’hydrogène. Ce sont les planètes telluriques.
Les quatre planètes suivantes sont beaucoup plus volumineuses et légères. Ce sont les planètes géantes (ou
gazeuses).
Au-delà de l’orbite de Neptune, il existe une seconde ceinture de gros astéroïdes (la ceinture de Kuiper) dont serait
issue Pluton.
Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019Slide 22
I2 a) Les planètes telluriques :
Elles sont près du soleil. Elles sont petites mais denses, dotées d’une croûte solide et qui ont profondément évolué depuis leur
formation. Il s’agit de Mercure, Venus, La Terre et Mars.
b) Les planètes géantes :
Elles sont nettement plus massives et plus volumineuses, mais peu denses, et dont l’atmosphère, à base d’hydrogène et
d’hélium, a gardé une composition très proche de celle de la nébuleuse dont elles sont issues. Il s’agit de Jupiter, Saturne,
Uranus, et Neptune.
Pluton, encore mal connu, paraît s’apparenter aux planètes telluriques par ses dimensions et aux planètes géantes par sa
densité.
ILHAM; 25.08.2017Aperçu sur l’univers : Les planètes telluriques
Mercure : Un petit monde dont la surface, soumise à de grands écarts thermiques et
bombardée par les météorites, s’apparente à celle de la lune, mais qui recèle
vraisemblablement un volumineux noyau de fer.
Vénus: La sœur jumelle de la Terre, devenue un enfer par
suite de sa plus grande proximité du soleil et de son épaisse
atmosphère de gaz carbonique.
Terre: La planète bleue, qui abrite la vie. Elle se distingue des autres planètes par son
atmosphère, constituée essentiellement d’azote et d’oxygène.
Mars: La planète rouge, jadis siège d’un volcanisme intense
et sur laquelle de l’eau paraît avoir coulé. L’homme ira
l’explorer
Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019Aperçu sur l’univers : Les planètes gazeuses
Jupiter: Un monde géant d’hydrogène d’hélium, en rotation rapide. Sa masse représente
300 fois celle de la Terre
Saturne: Un autre géant entouré d’une nappe de débris glacés
structurés en un impressionnant système d’anneaux.
Uranus: Un monde de glace, enveloppé d’hydrogène, d’hélium, de méthane et de fins
anneaux de matière carbonée.
Neptune: La plus lointaine des planètes géantes,
découvertes par le calcul en 1846 et survolée en 1989 par
une sonde spatiale
Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019Aperçu sur l’univers : Les planètes gazeuses Pour expliquer la formation de planètes globalement concentriques, deux hypothèses s’opposent : l’accrétion homogène, en deux phases, pendant laquelle un corps homogène se forme par l’accrétion de poussières puis se différencie en un noyau et un manteau, les produits volatils migrant vers la surface pour former l’atmosphère ; l’accrétion hétérogène pendant laquelle les matériaux se condensent par ordre de densité décroissante : les plus lourds comme le fer en premier pour former le noyau, puis les silicates pour le manteau et la croûte. Les matériaux gazeux sont ensuite capturés pour former l’atmosphère. Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019
I4
Aperçu sur l’univers : Les planètes gazeuses
De plus, la ceinture d’astéroïdes, qui sépare les deux groupes de quatre planètes, marque la transition entre les
planètes pour lesquelles dominent les phénomènes d’accrétion (planètes telluriques) et les planètes géantes formées
par effondrement gravitationnel.
Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019Slide 27
I3 a) Le système solaire est vraisemblablement issu d’un fragment d’un vaste nuage de gaz et de poussière interstellaires.
b) Pour des raisons encore mal comprises, cette nébuleuse a commencé à s’effondrer sous son propre poids.
c) Sous l’effet de sa contraction gravitationnelle, la nébuleuse a pris progressivement la forme d’un disque aplati en
rotation, où la pression, la température et la densité augmentaient du bord vers le centre.
d) Il y a 4,6 milliards d’années, le soleil s’est condensé dans la partie centrale de la nébuleuse, la plus chaude et la plus
dense.
e) Après « l’allumage » des réactions nucléaires au cœur du soleil, sa luminosité diminua et le disque de matière qui
l’entourait se refroidit. Son environnement gazeux se solidifia en petits grains constitués prés de soleil, d’éléments réfractaires
et plus loin de glaces diverses.
f) Par accrétion progressive de matière, sous l’effet de leurs collisions mutuelles, les grains engendrèrent de petits
planétoïdes de dimensions kilométriques.
g) La poursuite de processus d’accrétion collisionnelle aboutit à la formation d’embryons planétaires d’environ 1000 km
de diamètre.
h) Les embryons planétaires, par leurs interactions gravitationnelles mutuelles, ont achevé leur croissance et donné
naissance aux planètes. L’ensemble du processus de formation des planètes s’est déroulé sur quelque 100 millions d’années.
i) Dans 5 milliards d’années environ, le soleil aura épuisé ses réserves d’hydrogène et changera de structure. Tout en se
contractant au centre, il deviendra beaucoup plus volumineux avec une température de surface plus basse.
j) Lorsque sa température centrale dépassera 100 millions de degrés, le soleil commencera à brûler son hélium. Ce sera
alors une géante rouge, au rayon 50 fois plus grand qu’aujourd’hui, et la terre sera une fournaise.
k) Quand ces régions centrales seront principalement composées des produits de fusion de l’hélium, le carbone et
l’oxygène, le soleil connaîtra une nouvelle période d’instabilité et son diamètre oscillera.
l) Lorsqu’il aura épuisé tout son combustible nucléaire, le soleil éjectera brutalement son enveloppe, et cette coquille de
gaz en expansion engendrera une nébuleuse planétaire.
m) Le noyau résiduel du soleil s’effondrera pour former une naine blanche, petite étoile très dense de la taille de la terre.
n) Le rayonnement de la naine blanche déclinera peu à peu et celle-ci se transformera finalement en une naine noire,
très froide et inobservable.
ILHAM; 25.08.2017
I4 ILHAM; 25.08.2017Aperçu sur l’univers : Les planètes • Le système solaire est vraisemblablement issu d’un fragment d’un vaste nuage de gaz et de poussière interstellaires. Pour des raisons encore mal comprises, cette nébuleuse a commencé à s’effondrer sous son propre poids. Sous l’effet de sa contraction gravitationnelle, la nébuleuse a pris progressivement la forme d’un disque aplati en rotation, où la pression, la température et la densité augmentaient du bord vers le centre. • Il y a 4,6 milliards d’années, le soleil s’est condensé dans la partie centrale de la nébuleuse, la plus chaude et la plus dense. Après « l’allumage » des réactions nucléaires au cœur du soleil, sa luminosité diminua et le disque de matière qui l’entourait se refroidit. Son environnement gazeux se solidifia en petits grains constitués prés de soleil, d’éléments réfractaires et plus loin de glaces diverses. Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019
Aperçu sur l’univers : Les planètes • Par accrétion progressive de matière, sous l’effet de leurs collisions mutuelles, les grains engendrèrent de petits planétoïdes de dimensions kilométriques. La poursuite de processus d’accrétion collisionnelle aboutit à la formation d’embryons planétaires d’environ 1000 km de diamètre. • Les embryons planétaires, par leurs interactions gravitationnelles mutuelles, ont achevé leur croissance et donné naissance aux planètes. L’ensemble du processus de formation des planètes s’est déroulé sur quelque 100 millions d’années. • Dans 5 milliards d’années environ, le soleil aura épuisé ses réserves d’hydrogène et changera de structure. Tout en se contractant au centre, il deviendra beaucoup plus volumineux avec une température de surface plus basse. Lorsque sa température centrale dépassera 100 millions de degrés, le soleil commencera à brûler son hélium. Ce sera alors une géante rouge, au rayon 50 fois plus grand qu’aujourd’hui, et la terre sera une fournaise. • Quand ces régions centrales seront principalement composées des produits de fusion de l’hélium, le carbone et l’oxygène, le soleil connaîtra une nouvelle période d’instabilité et son diamètre oscillera. • Lorsqu’il aura épuisé tout son combustible nucléaire, le soleil éjectera brutalement son enveloppe, et cette coquille de gaz en expansion engendrera une nébuleuse planétaire. Le noyau résiduel du soleil s’effondrera pour former une naine blanche, petite étoile très dense de la taille de la terre. • Le rayonnement de la naine blanche déclinera peu à peu et celle-ci se transformera finalement en une naine noire, très froide et inobservable. Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019
Aperçu sur l’univers : La terre une planète dans le système solaire Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019
Cadre cosmologique de La Terre et caractéristiques générales
II - Cadre cosmologique de La Terre et caractéristiques générales.
- Aperçu sur l'Univers :
Définitions des galaxies ;
Etoiles ;
Système solaire et
place de La Terre dans ce système.
- Caractéristiques générales de La Terre :
Forme ;
Dimensions ;
Masse et densité ;
Rotation ;
Révolution ;
Gravitation ;
Champ magnétique…
Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019Caractéristiques générales de la Terre
La Terre est l’une des huit planètes du
système solaire qui tournent autour du soleil.
Elle a la forme d’une sphère légèrement
aplatie aux pôles, sous l’effet des forces de la
pesanteur et de son mouvement de rotation
sur elle même.
Les irrégularités du relief, dont l’ampleur
dépasse 8 km dans les montagnes et 11 km
dans les fosses océaniques, sont négligeables
par rapport au rayon terrestre qui est de 6378
km à l’équateur.
Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019Caractéristiques générales de la Terre: Formes et dimensions Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019
Caractéristiques générales de la Terre: Formes et dimensions La forme « classique » de la Terre La forme de la Terre est connue à la fin du 19 ème siècle grâce à 3 techniques : • Des modèles mathématiques incluant la rotation du globe • Des mesures de pesanteurs à l’aide par exemple d’un pendule • Des mesures géodésiques et astronomiques Avant tout, il faut expliquer ce qu’on entend par «forme du globe ». La forme de la Terre fait référence à 3 modèles : • La surface topographique, qui est la forme visible d’un territoire avec des montagnes, des vallées, des mers. • Le géoïde, qui est une sorte de surface équipotentielle avec des creux et des bosses, mais bien plus lisse que la forme topographique. • Une représentation mathématique simple sous la forme d’un ellipsoïde de révolution, donc caractérisé par son aplatissement =(a-b)/a. et son rayon équatorial. Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019
Caractéristiques générales de la Terre: Formes et dimensions Raffinement des mesures grâce aux satellites artificiels. L’observation précise du mouvement des satellites artificiels joint à des calculs découlant directement des lois de Newton a permis de préciser la forme du potentiel terrestre, donc du géoïde par rapport à l’ellipsoïde de référence. Ainsi, l’aplatissement a été révisé, la valeur actuellement admise étant de =1/298.3 Joint aux exploitations de mesures d’orbites, on a aussi mesuré avec des radars embarqués (GEOS-3, SeaSat, ERS-1, Topex-Poséidon ...) le niveau moyen des mers à quelques millimètres près. De ces mesures, il résulte que les différences entre le géoïde et l’ellipsoïde de référence ne sont que de l’ordre de quelques dizaines de mètres, atteignant rarement 100m. Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019
Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019
Caractéristiques générales de la Terre: Formes et dimensions
m1 m2
r
m1 x m2
F1=F2= G
r2
G (constante gravitationelle) = 6,67408 x 10-11 N.m2.kg2 (newton mètre carré par kilogramme carré)
Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019Caractéristiques générales de la Terre: Rotation Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019
Caractéristiques générales de la Terre: Rotation La révolution (ou translation) de la Terre autour du Soleil est le mouvement que la Terre fait autour de son étoile le Soleil. Ce mouvement suit une sorte de « cercle étiré » : une ellipse. Un tour complet du circuit dure 365 jours 5 heures et 46 minutes (environ). Ce mouvement détermine les durées du jour et de la nuit – qui varient au cours de l'année –, ainsi que les saisons sur la plus grande partie de la surface terrestre Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019
Caractéristiques générales de la Terre: Rotation
Période de rotation
La rotation de la Terre sur elle-même est un mouvement assez régulier sur lequel fut fondée la mesure
du temps. Le passage du Soleil au méridien revient tous les 24 heures environ. Cette périodicité est la
somme de deux mouvements.
• La rotation de la Terre sur elle-même qui est pratiquement régulière
•La rotation apparente du Soleil autour de la Terre qui n’est pas tout-à-fait régulière.
La définition du jour solaire résulte donc d’un procédé de moyen-âge. Cette durée n’est pas tout à fait
constante à cause du fait que l’orbite terrestre est parcourue à une vitesse non constante. En revanche, le
passage au méridien d’une même étoile revient exactement tous les :
23 H 56 m et 4,091 s.
Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019Caractéristiques générales de la Terre: Rotation Période de rotation C’est sur cette période de rotation qu’était fondé le temps universel, (TU ou GMT) adopté en 1884 par les anglais et en 1911 par les français. L’apparition d’horloges de plus en plus précises met en évidence que cette rotation n’était pas aussi régulière qu’on l’avait imaginé. En 1960 on y a substitué le TAI, Temps Atomique International, considéré plus uniforme que le TU. Comme le TU est lié à l’observation astronomique et règle notre vie quotidienne, on a imaginé un 3ème temps, le TUC (Temps Universel Coordonné) qui est une combinaison du TU et du TAI. Pour cela, on décale le Tai d’un nombre entier de secondes, ce qui donne le TUC, de telle sorte que la différence (TUC-TU) soit inférieur à une seconde. Prof. Ilham Kölling-Bouimetarhan Année universitaire 2018-2019
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