Cours sur l'origine de la matière Première année de Géosciences Université Lyon 1

1. La semaine prochaine – Classe
inversée
Des éléments aux roches

2. La matière dans
l’Univers
Partie 1 : Origine de la matière

4. Caractérisation de la

5. 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

6. Caractérisation de la

7. Caractérisation de la
Les Isotopes
Eléments ayant les mêmes
propriétés chimiques
 portent le même nom.
Ils se différencient par leur
masse
 pas le même nombre de
neutrons.

8. Les isotopes instables
 marqueurs du temps.Les isotopes stables
 marqueurs des phénomènes à
basse température (<300°C)

Z
A
X2
4
HeZ 2
A 4
X'
Radioactivité a :
Caractérisation de la
Les Isotopes

9. 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 t
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
Les Isotopes

10. Je veux étudier la formation d’une chaîne
de montagne, donc dater les roches qui s’y
trouvent. Quels éléments vais-je analyser ?

11. 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

12. Chimie de l’Univers

13. Pourcentage en masse dans
les roches continentales
Chimie de l’Univers

14. 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

15. Les 10 éléments utilisés sont les plus abondants dans le
système solaire.
Chimie de l’Univers

16. L’univers, 15 Ga.
Nucléosynthèse interstellaire.
Nucléosynthèse stellair
Nucléosynthèse primordiale.
Les étoiles.
Nuages de gaz.
Expliquer la courbe d’abondance des éléments revient à répondre à cette
question :
Origine des éléments chimiques

17. La physique que nous connaissons fonctionnerait
jusqu’à 10-43s (temps de Planck) après le Big Bang
Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse

18. 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

19. 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

20. Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse

21. 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

22. JP Bourseau.
Energie<forcefortefondamentale.
Energie<forceforterésiduelle.
Energie<forceélectromagnétique.
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

23. 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

24. 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

25. Une étoile rouge est
A. Jeune
B. Vieille
C. Grosse
D. Petite

26. 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

27. 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

28. Origine des éléments chimiques : nucléosynthèse

29. 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

30. 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

31. 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

32. 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
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.

33. En résumé, les éléments chimiques ont 3
origines, qui expliquent la variabilité des

34. 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