La semaine prochaine – Classe

inversée

Des éléments aux roches

La matière dans

l’UniversPartie 1 : Origine de la matière

Caractérisation de la

matière

Mendeleiev Dimitri

Ivanovitch (1834-1907)

Éléments des Terres Rares,

ETR

(Rare-Earth Elements,

REE)

Les éléments : 90 naturels (de 1 à 92

protons)

Caractérisation de la

matière

Caractérisation de la

matière

Caractérisation de la

matière

Les Isotopes

Eléments ayant les mêmes

propriétés chimiques

portent le même nom.

Ils se différencient par leur

masse

pas le même nombre de

neutrons.

Les isotopes instables marqueurs du temps.Les isotopes stables

marqueurs des phénomènes à basse température (<300°C)

Z

AX2

4HeZ 2A4X '

Radioactivité a :

Caractérisation de la

matière

Les Isotopes

La proportion d’isotopes instables qui disparaît est

toujours la même

dN

dt NN = nombre d’atomes qui se

désintègrent en fonction du temps

l = constante de désintégration

N(t ) Noet N = nombre d’atomes radioactifs restant à t

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 eT

Caractérisation de la

matière

Les Isotopes

Je veux étudier la formation d’une chaîne

de montagne, donc dater les roches qui s’y

trouvent. Quels éléments vais-je analyser ?

Je veux étudier la formation d’une chaîne de

montagne, donc dater les roches qui s’y trouvent.

Quels éléments vais-je analyser ?

A. Carbone 14

B. Plutonium 239

C. Iode 129

D. Uranium 235

E. Potassium 40

F. Uranium 238

G. Thorium 232

Chimie de l’Univers

Pourcentage en masse dans

les roches continentales

Chimie de l’Univers

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

Les 10 éléments utilisés sont les plus abondants dans le

système solaire.

Chimie de l’Univers

L’univers, 15 Ga.

Nucléosynthèse interstellaire.

Nucléosynthèse stellaire.

Nucléosynthèse primordiale.

Les étoiles.

Nuages de gaz.

Expliquer la courbe d’abondance des éléments revient à répondre à cette

question :

Origine des éléments chimiques

La physique que nous connaissons fonctionnerait

jusqu’à 10-43s (temps de Planck) après le Big Bang

Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse

primordiale

La physique que nous connaissons fonctionnerait

jusqu’à 10^-43s (temps de Planck) après le Big Bang

wikipedia

•Théorie unifiée du

contenu matériel et de

l’évolution de l’Univers

•Expansion de l’Univers

(refroidissement,

diminution de la densité)

Le Big-Bang : une théorie cosmologique

Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse

primordiale

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

primordiale

Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse

primordiale

3 min (T° = 108 K) < nucléosynthèse primordiale < 30 min (T° = 107 K°).

P + N noyaux 2H2H + P + N noyaux 4He

Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse

primordiale

JP Bourseau.

En

erg

ie <

fo

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10-6 s 3 min 30 min.

10-43 s

À 10-33 s : inflation

univers x 10 50

0,3 à 1 Ma

Depuis 1 Ma

univers x 1000

Vers 4000 K

Confinement des quarks

Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse

primordiale

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

stellaire

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

stellaire

Une étoile rouge est

A. Jeune

B. Vieille

C. Grosse

D. Petite

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

stellaire

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

stellaire

Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse

stellaire

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

stellaire

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

stellaire

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 cœur.

création d'éléments plus lourds que Fe.

Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse

interstellaire

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.

Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse

interstellaire

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.

En résumé, les éléments chimiques ont 3

origines, qui expliquent la variabilité des

abondances.

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