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Géologie Générale SCIENCES Pr. Ilyasse BERRADA VIE DE LA Enseignement Secondaire TERRE ET DE LA SCIENCES Géologie Génér...

Géologie Générale SCIENCES Pr. Ilyasse BERRADA VIE DE LA Enseignement Secondaire TERRE ET DE LA SCIENCES Géologie Générale VIE DE LA TERRE ET DE LA SOMMAIRE 1 INTRODUCTION.................................... 1 1.1 IMPORTANCE DE LA TERRE ET DE SES RESSOURCES............. 1 1.2 APERÇU SUR LES DISCIPLINES FONDAMENTALES ET DISCIPLINES SPECIALISEES DES SCIENCES DE LA TERRE................ 2 1.2.1 La Géologie Fondamentale................................ 2 1.2.2 La Géologie Appliquée................................... 3 2 COSMOLOGIE : LA TERRE DANS L’UNIVERS.................. 4 2.1 GENERALITES..................................... 4 2.1.1 L’échelle des distances pour mesurer l’univers..................... 5 2.2 LA HIERARCHIE DE L’UNIVERS.......................... 5 2.2.1 Modèle de formation de l’univers : « Big Bang ».................... 6 2.2.2 Taille de l’univers...................................... 7 2.2.3 Composition actuelle de l’Univers............................ 7 2.2.3.1 Les galaxies......................................... 7 2.2.3.2 Les nébuleuses........................................ 8 2.2.3.3 Les étoiles.......................................... 8 a. La nucléosynthèse............................................ 9 b. L’évolution des étoiles.......................................... 9 2.2.3.4 Novæ et supernovæ..................................... 11 2.2.3.5 Etoiles à neutrons, Pulsars, Trous noirs et Quasars.................... 11 a. L’étoile à neutrons :........................................... 12 b. Les pulsars :.............................................. 12 c. Les trous noirs.............................................. 12 d. Les quasars............................................... 12 2.3 LE SYSTEME SOLAIRE................................ 13 2.3.1 Définitions et organisation................................ 13 2.3.2 Définitions simples..................................... 13 2.3.3 Big Bang et naissance du système solaire........................14 2.3.4 Caractéristiques des planètes.............................. 15 2.3.5 L’atmosphère des planètes telluriques : venus- mars et la terre..........16 2.3.5.1 Mercure........................................... 16 2.3.5.2 Vénus............................................ 16 2.3.5.3 La Terre........................................... 17 2.3.5.4 Mars.............................................17 2.3.6 Le Soleil........................................... 17 2.3.6.1 Le champ magnétique solaire................................18 2.3.6.2 Les protubérances......................................18 2.3.6.3 Les éruptions solaires....................................18 Pr. I. BERRADA SCIENCES Géologie Générale VIE DE LA TERRE ET DE LA 3 DONNEES GENERALES SUR LA TERRE...................... 19 3.1 AXE ET TRAJECTOIRE DE ROTATION...................... 19 3.2 LA GRAVITE...................................... 19 3.3 LE CHAMP MAGNETIQUE TERRESTRE..................... 20 3.3.1 Notion du pôle........................................20 3.3.2 Propriétés du champ magnétique.............................20 3.3.3 Le champ magnétique terrestre bouclier protecteur de la Vie...........20 3.4 LA FORME DE LA TERRE.............................. 21 3.5 STRUCTURE GENERALE DE L’ATMOSPHERE.................. 21 3.5.1 La composition de l’atmosphère terrestre :......................21 3.5.2 La structure verticale de l’atmosphère :........................21 3.5.2.1 Troposphère.........................................21 3.5.2.2 Stratosphère.........................................22 3.5.2.3 Mésosphère.........................................22 3.5.2.4 Thermosphère........................................22 3.5.3 Le climat........................................... 23 3.5.3.1 Les éléments du climat....................................23 a. Les températures............................................ 23 b. Les vents et les pressions........................................ 23 c. Les précipitations............................................ 23 3.5.3.2 Echelles climatiques.....................................24 a. Le climat Zonal............................................. 24 b. Le climat général (Global)....................................... 24 c. Le climat régional............................................ 24 d. Les climats locaux............................................ 24 e. Les microclimats............................................ 25 3.5.3.3 Les types de climats.....................................25 a. Le climat tropical............................................ 25 b. Le climat sec ou aride.......................................... 25 c. Le climat tempéré............................................ 25 d. Le climat continental.......................................... 26 e. Le climat polaire............................................ 26 f. Le Climat Montagnard·......................................... 26 4 NOTIONS DE SISMOLOGIE ET STRUCTURE INTERNE DE LA TERRE... 26 4.1 HÉTÉROGÉNÉITÉ DE LA TERRE (DENSITÉ DES COUCHES DE SURFACE ET DENSITÉ MOYENNE)..................... 27 4.2 MODÈLES SISMOLOGIQUES DE LA STRUCTURE INTERNE DE LA TERRE..27 4.2.1 Propagation des ondes sismiques dans le globe terrestre et mise en évidence des discontinuités................................ 27 4.2.1.1 La croûte.......................................... 28 4.2.1.2 Le manteau.........................................28 4.2.1.3 Le noyau.......................................... 29 Pr. I. BERRADA SCIENCES Géologie Générale VIE DE LA TERRE ET DE LA 4.2.2 Comportement physique des couches interne de la Terre..............29 4.2.2.1 La lithosphère........................................29 4.2.2.2 L’asthénosphère.......................................29 4.2.2.3 La mésosphère :.......................................30 4.2.2.4 La couche « D » :......................................30 4.2.2.5 Le noyau :..........................................30 4.3 MODÈLE GÉOCHIMIQUE, MINÉRALOGIQUE DE LA TERRE......... 30 4.3.1 Principe des méthodes d’étude...............................30 4.3.2 Résultats........................................... 30 4.3.2.1 La croûte...........................................30 4.3.2.2 Le manteau......................................... 31 4.3.2.3 Le noyau...........................................31 4.4 MODÈLE THERMIQUE DE LA TERRE...................... 31 4.5 COUPE DE LA TERRE................................ 32 5 NOTION DE TEMPS ET DATATION EN GEOLOGIE............... 33 5.1 GÉOCHRONOLOGIE RELATIVE :......................... 33 5.1.1 Principe d’actualisme (ou uniformitarisme).......................33 5.1.2 Principe d’horizontalité et de superposition......................34 5.1.3 Principe de continuité latérale..............................34 5.1.4 Principe d’identité paléontologique...........................34 5.1.4.1 La méthode des fossiles pilotes (bons fossiles stratigraphiques)..............35 5.1.4.2 La méthode des assemblages fossilifères.......................... 35 5.1.4.3 La méthode des lignées évolutives..............................35 5.1.5 Principe de recoupement..................................35 5.1.6 Principe de discontinuité (discordances)........................ 36 5.1.6.1 Lacune Stratigraphique...................................36 5.1.6.2 Discordance entre deux séries sédimentaires........................36 5.2 GÉOCHRONOLOGIE ABSOLUE :......................... 36 5.2.1 Rappels sur l’atome.....................................37 5.2.1.1 Radioactivité α........................................37 5.2.1.2 Radioactivité β- (appelé aussi β émission)..........................37 5.2.1.3 Radioactivité β+ (appelé aussi β capture)..........................37 5.2.2 Principe de la radiochronologie.............................38 5.2.3 Méthodes de La mesure radioactive...........................39 5.2.3.1 Méthode de datation des périodes récentes : la méthode au 14C.............. 39 5.2.3.2 Méthodes de datation des périodes anciennes....................... 40 a. La méthode Rb (rubidium) / Sr (strontium)............................... 40 b. La méthode U (Uranium) / P (Plomb)................................. 41 5.3 L’ÉCHELLE DES TEMPS GÉOLOGIQUES.................... 42 5.3.1 Eons (= Eonothèmes).................................... 42 Pr. I. BERRADA SCIENCES Géologie Générale VIE DE LA TERRE ET DE LA 5.3.2 Eres (= Erathèmes)..................................... 43 5.3.3 Périodes (=Systèmes).................................... 43 5.3.4 Epoques (=Séries)......................................44 5.3.5 Etages (=Ages)........................................44 6 APERCU SUR L’HISTOIRE GEOLOGIQUE DE LA TERRE............ 46 6.1 DU CONTINENT PRIMITIF AUX CONTINENTS ACTUELS........... 46 6.1.1 La terre primitive (-4,6 Ga).................................46 6.1.2 Au Précambrien (-4,5 Ga à 542 Ma)............................ 46 6.1.3 Au Paléozoïque....................................... 46 6.1.3.1 Cambrien (-542 à -485 Ma).................................46 6.1.3.2 Dévonien (-416 à -359 Ma).................................46 6.1.3.3 Carbonifère (-359 à 299 Ma)................................46 6.1.3.4 Permien (-298 à -252 Ma)..................................47 6.1.4 Au Mésozoïque........................................47 6.1.4.1 Trias (-252 à -201 Ma)................................... 47 6.1.4.2 Jurassique (-201 à -145 Ma)................................ 47 6.1.4.3 Crétacé (-145 à -66 Ma)...................................47 6.1.5 Au Cénozoïque....................................... 48 6.1.5.1 Paléocène (-66 à -56 Ma)..................................48 6.1.5.2 Quaternaire (-2,6 Ma à Aujourd’hui)............................48 Pr. I. BERRADA INTRODUCTION Géologie Générale 1 INTRODUCTION La géologie (mot issu du grec ‘geo’ = la Terre et ‘logos’ = discours) est la science dont le principal objet d’étude est la Terre. La Géologie étudie également la Lune, les planètes et leurs satellites naturels, les astéroïdes, les météorites et les comètes. On parle plus généralement des Sciences de la Terre et de l’Univers. La géologie est une science qui fait appel à de nombreuses disciplines (biologie, physique, chimie, climatologie…) et qui comprend de nombreuses spécialités dont certaines sont fondamentales et d’autres appliquées. En géologie, les objets d’étude sont par exemple les roches et les minéraux, mais également les fossiles et leurs traces, les substances utiles (pétrole, gaz, minerai) ou certains phénomènes physiques comme les séismes et les volcans. L’étude mathématique de la terre a donné naissance à la Géodésie (Détermination de la forme et des dimensions de la terre). L’application des méthodes et des techniques de la physique à l’étude de la Terre constitue la Géophysique. L’application des méthodes chimiques et des lois de la physico-chimie à l’étude des matériaux de l’écorce terrestre débouche sur la minéralogie et la pétrologie (étude des roche) tandis que la géochimie étudie la distribution des éléments chimiques dans les roches, dans les sols dans l’hydrosphère et dans l’atmosphère. Les roches renferment parfois des restes d’animaux ou de végétaux. La paléontologie décrit ces fossiles et recherche leur affiliation avec les organismes actuels de manière à fixer les étapes de l’évolution du monde vivant. La Géologie au sens strict est la science qui traite de la composition, de la structure, de l’histoire et de l’évolution des couches internes et externes de la Terre. Cette 2tude se fonde sur l’observation rigoureuse des parties de l’écorce terrestre accessibles à nos observations, ce qui en fait de la géologie une science naturelle. Les études géologiques s’articulent auteur de trois thème principaux : 1. La connaissance des matériaux de l’écorce terrestre par le biais de la Minéralogie et de la Pétrologie. 2. L’analyse des processus qui opèrent à la surface et à l’intérieur de la Terre : c’est le champ d’étude de la Géodynamique, au sein de laquelle on distingue une géodynamique externe qui décrit les phénomènes d’érosion et de sédimentation et une géodynamique interne qui s’attache à l’étude des processus qui sont à l’origine des reliefs (Magmatisme, tectonique,...). A chacune de ces catégories se rattachent des branches plus spécialisées de la géologie comme la Sédimentologie (étude des sédiments et de leur genèse), la Tectonique (étude des déformations de l’écorce terrestre), la volcanologie, etc. 3. La détermination de la succession des événements, enregistrés dans les roches, qui fait l’objet de la géologie historique. Elle comporte deux volets essentiels : La Stratigraphie qui étudie la succession des couches rocheuses et des fossiles qu’elles contiennent et la Paléogéographie qui s’efforce de reconstituer les paysages géographiques qui ont existé aux différentes périodes géologiques. Ce rapide survol de la diversité des sciences de la terre en général et de la géologie en particulier montre son caractère nécessairement pluridisciplinaire, au carrefour de plusieurs grandes branches de la connaissance : la physique, la chimie, les mathématiques, la géographie, et la biologie. 1.1 IMPORTANCE DE LA TERRE ET DE SES RESSOURCES Les méthodes d’études et les connaissances géologiques s’appliquent dans de nombreux domaines économiques et industriels, comme l’exploitation des matières premières, le génie civil, la gestion des ressources en eau, la gestion de l’environnement ou la prévention des risques naturels. La complicité entre l’Homme et le minéral a débuté il y a plus de 40 000 ans lorsque l’homme du Paléolithique tailla le silex et l’obsidienne pour la chasse et le combat, en d’autres termes pour survivre. Depuis lors, l’histoire de l’Humanité est jalonnée par les progrès que l’Homme a réalisés dans la découverte et l’utilisation des ressources minérales : âges de la pierre, du cuivre, du bronze, et du fer dans lequel nous évoluons toujours tant ce métal et ses dérivés, les aciers et les fontes 1 Pr. I. BERRADA INTRODUCTION Géologie Générale notamment, restent au cœur de notre civilisation. Aujourd’hui, l’importance des ressources minérales nous est rappelée à tous les moments de notre vie quotidienne. Le bois et les autres composés organiques exceptés, les roches et les minéraux sont les fournisseurs presque exclusifs de l’homme pour tous les matériaux, bruts et transformés, qui approvisionnent l’immense majorité de nos filières économiques (bâtiment, automobile, aéronautique, chimie, agro-alimentaire, céramiques, papeterie, pharmacie, etc.), participant ainsi et de façon vitale à la Civilisation. 1.2 APERÇU SUR LES DISCIPLINES FONDAMENTALES ET DISCIPLINES SPECIALISEES DES SCIENCES DE LA TERRE Les sciences de la terre ou géosciences regroupent l’ensemble des disciplines des Sciences de la Terre. Le point commun à l’ensemble de ces disciplines est l’étude du sous-sol. Classiquement, on associe aux Sciences de la Terre le terme de géologie, branche qui regroupe l’ensemble des disciplines dont la finalité est la description des objets géologiques : on y trouve d’une part l’étude des minéraux, des roches, et des fossiles, d’autre part l’étude des milieux de dépôts (sédimentologie) et des structures et déformations, (géologie structurale), … 1.2.1 La Géologie Fondamentale La géologie fondamentale comporte de nombreuses disciplines scientifiques. Citons par exemple : La cristallographie : C’est l’étude des propriétés, en particulier géométriques, de l’état cristallin de la matière. La minéralogie : C’est l’étude de la composition et des propriétés physico chimiques des minéraux. La pétrographie : est l’étude et la classification des roches. On distinguera la pétrographie des roches sédimentaires, la pétrographie des roches magmatiques et métamorphiques. La pétrologie : est l’étude de la genèse des roches. On appellera aussi pétrologie exogène l’étude des roches sédimentaires, et pétrologie endogène l’étude des roches magmatiques et métamorphiques. La volcanologie : elle étudie la structure, la formation et l’évolution des volcans. La sédimentologie : elle étudie les processus de dépôts des sédiments et de genèse des roches sédimentaires. La pédologie : cette discipline étudie les caractères et la formation des sols, notamment du point de vue morphologique et physico-chimique. La stratigraphie : elle étudie la succession des dépôts et des couches sédimentaires pour aboutir à une reconstitution des paléogéographies successives. Pr. I. BERRADA 2 INTRODUCTION Géologie Générale La géochronologie : permet la détermination de l’âge d’une roche par des méthodes physiques. La paléontologie : étudie les êtres fossiles animaux (paléozoologie) ou végétaux (paléobotanique) : description, classification, évolution, extinction, écologie (paléoécologie). La tectonique : étudie les déformations de l’écorce terrestre et leur genèse. La géophysique : est l’étude des propriétés physiques du globe (champ magnétique, champ de gravité et ondes sismiques par exemple) afin d’en connaître la structure et les mouvements. La géochimie : étudie la répartition des éléments et les lois de leur comportement chimique dans les minéraux, les roches et les diverses enveloppes du globe terrestre. La géodynamique : étudie les grands processus géologiques tant externes (érosion) qu’internes (séisme). 1.2.2 La Géologie Appliquée La géologie appliquée est l’utilisation des données et des méthodes géologiques en vue de l’étude des conditions de gisement, de formation et d’exploitation des diverses ressources du sous-sol, ainsi que la réalisation de travaux publics. A ces disciplines fondamentales sont venues se rajouter des disciplines à caractère appliqué, on peut citer : L’hydrogéologie : s’occupe de la circulation des eaux dans le sous-sol : recherche des nappes, évaluation des réservoirs, etc. L’hydrochimie : traite spécifiquement de la chimie des eaux. La géologie du pétrole : ou plus généralement des hydrocarbures concerne l’ensemble des disciplines de la géologie mises en œuvre pour la prospection pétrolière. La géologie des gîtes métallifères : comprend la gîtologie qui étudie la structure des concentrations minérales et la métallogénie, qui décrit leur genèse. La géotechnique : est l’étude des propriétés mécaniques des roches et des massifs rocheux. On parle de géologie de l’aménagement et de génie civil pour l’étude des grands ouvrages (routes, ponts, tunnels, barrages) et des risques associés. La géophysique appliquée : permet d’obtenir une image locale du sous-sol par l’étude de propriétés physiques. Elle est très utilisée en prospection des géo ressources. La géochimie appliquée : permet la caractérisation chimique des eaux et des sols en particulier dans le cas de pollutions. La cartographie : est l’ensemble des techniques et des arts graphiques conduisant à l’établissement des cartes et de leur impression. La télédétection : à partir de photographies aériennes ou d’images satellitaires, regroupe l’ensemble des méthodes permettant d’étudier à distance (télé) les propriétés électromagnétiques de la surface terrestre. 3 Pr. I. BERRADA COSMOLOGIE : LA TERRE DANS L’UNIVERS Géologie Générale 2 COSMOLOGIE : LA TERRE DANS L’UNIVERS 2.1 GENERALITES L’univers ou cosmos est l’ensemble de tout ce qui existe, inclus l’espace extraterrestre, et s’étend de l’infiniment petit à l’infiniment grand, la référence étant la taille de l’homme dont l’ordre de grandeur est le mètre (m) n’est pas suffisante pour quantifier l’Univers. - La Cosmologie c’est la science qui s’occupe de l’étude de la structure, de l’origine et de l’évolution de l’univers. - L’Astronomie est la science des corps célestes. (Céleste est un mot qui est relatif au ciel). - L’Astrophysique est l’étude des propriétés physiques des corps célestes. En Cosmologie, science qui étudie l’Univers (sa structure, sa formation et son évolution), la question de ses origines est l’une des plus fondamentales que l’homme puisse se poser. Nous essaierons dans cette partie de donner une idée sur l’Univers et son évolution, ainsi que ses composants (galaxies, étoiles, milieu interstellaire, etc.). L’étude de l’Univers suppose que celui-ci puisse être assimilé à un objet physique qui obéit à des lois au même titre qu’une particule élémentaire. Cette hypothèse fondatrice de la Cosmologie est pourtant hardie car on applique à l’Univers qui est le Tout (= à la fois l’espace, le temps et la matière : la trame même des lois physiques) des lois de même nature que ses constituants. Face à la complexité d’un Univers démesurément grand et définitivement inaccessible, les physiciens ont posé un axiome simplificateur connu sous le nom de principe cosmologique qui dit : à grande échelle l’Univers est homogène et isotrope. A l’échelle de l’Univers, la physique est soumise au pouvoir absolu de la gravitation. Cette dynamique permet de décrire l’évolution du « contenu » de l’Univers mais ne nous renseigne pas sur l’Univers lui- même. Ceci puisque la mécanique classique renvoie l’image d’un espace et d’un temps statiques. Il fallut attendre la théorie de la relativité générale pour que l’Univers accède au statut d’objet physique. Armée du principe cosmologique et de la relativité générale, la cosmologie a pu enfin se lancer à la découverte de l’histoire de l’Univers. Avec les progrès technologiques actuel et futur, beaucoup de notions cosmologiques acquises vont être précisées, d’autres vont être découvertes. Le satellite Planck par exemple, lancé en 2009, devrait améliorer notre connaissance du sujet et aussi permettre de mieux déterminer les paramètres entrant en jeu dans les modèles cosmologiques. En utilisant des instruments du VLT (Very Large Telescope), une équipe d’astronomes britanniques (dont l’astrophysicien Paul Crowther, de l’université de Sheffield) a découvert en 2010, l’étoile la plus massive connue à ce jour. Baptisée R136a1, elle a une masse équivalente à environ 265 fois celle du soleil et est également près de dix millions de fois plus lumineuse. Avec une masse à la naissance estimée à 320 fois la masse de notre soleil (diamètre estimé à 417 600 000 km contre 1 392 000 km), soit un plus de deux fois les 150 masses solaires considérées actuellement comme la masse maximale pour une étoile. Les astronomes s’interrogent sur les processus qui ont pu engendrer un tel monstre, car ils pensaient que les limites théoriques sont de 150 masses solaires. La géante a été découverte au centre d’un amas d’étoiles de la nébuleuse de la Tarentule, elle-même située dans le Grand nuage de Magellan, galaxie se trouvant à 165 000 années-lumière de notre Voie lactée. Un zoom sur la nébuleuse de la Tarentule dans le visible aboutissant à l’amas RMC 136a vue dans l’infra-rouge proche, ici en fausses couleurs. Crédit : ESO/P. Crowther/C.J. Evans. ( FUTURA SCIENCES) Pr. I. BERRADA 4 COSMOLOGIE : LA TERRE DANS L’UNIVERS Géologie Générale Le vide qui règne entre les électrons et le noyau des atomes existe également entre les grandes structures au niveau de l’univers. C’est une propriété commune aux structures infiniment petites et infiniment grandes. Il s’agit de la structure lacunaire. Dans une telle structure, la matière est assez bien localisée dans certaines régions de l’espace et entre ces zones où se concentre la matière il règne le vide où le quasi vide. Que ce soit à l’échelle des atomes, des planètes, des étoiles ou des galaxies on retrouve une structure lacunaire où les différents éléments sont séparés par de grandes étendues de vide. 2.1.1 L’échelle des distances pour mesurer l’univers En 1920 Hubble arrive à mesurer la luminosité apparente des Céphéides (des étoiles avec une variation périodique de la luminosité) en déduit la luminosité absolue et arrive à calculer ainsi leur éloignement En astronomie plus on voit loin dans l’espace plus on voit loin dans le temps. En on utilise généralement deux sortes d’échelles pour mesurer les distances : L’année lumière : c’est la distance parcourue par la lumière dans le vide en une année. Elle est notée al et elle vaut 9,46.1015 m. (on rappelle que la vitesse de la lumière est d’environ 300.000 km/s). 1a.l.=3,0×108×365,25×24×3600=9,46×1015m L’unité astronomique, notée UA, est la distance entre la Terre et le Soleil : 1 UA =150.000.000 km environ Le parsec, noté pc 1e parsec = 206.265 UA = 3,23 al = 3100 milliards de km 2.2 LA HIERARCHIE DE L’UNIVERS Face à la complexité d’un Univers démesurément grand et définitivement inaccessible, les physiciens ont posé un axiome simplificateur connu sous le nom de principe cosmologique qui dit : à grande échelle l’Univers est homogène et isotrope. Les corps cosmiques que sont les étoiles représentent la plus forte concentration de la matière de par leur abondance. La masse de la matière de ces corps est très importante mais la densité de l’univers est très faible et ne représente que 3.10- 31 g/cm3. Le mouvement et la position de toutes ces particules dans l’espace sont gérés par la gravitation. Les étoiles et toutes les autres formes de la matière se regroupent en systèmes : Le cas le plus simple étant la terre et son satellite la lune puis d’un ordre plus grand le système solaire puis plus grand la galaxie : voie lactée amas local et le super amas de la vierge. Le centre du super amas est en général occupé par une galaxie très massive (centaines de fois la masse d’une galaxie normale) autour de laquelle les autres galaxies gravitent. Une constellation est un ensemble d’étoiles visibles à l’œil nu dont les projections sur la voûte céleste sont suffisamment proches pour qu’on les relie par des lignes imaginaires, traçant ainsi une figure (animale, personnage 5 Pr. I. BERRADA COSMOLOGIE : LA TERRE DANS L’UNIVERS Géologie Générale mythologique …) sur la voûte céleste. Les étoiles d’une constellation peuvent appartenir à plusieurs systèmes célestes. 2.2.1 Modèle de formation de l’univers : « Big Bang » En extrapolant l’expansion de l’Univers dans le passé, on arrive à une époque où celui-ci a dû être beaucoup plus chaud et beaucoup plus dense qu’aujourd’hui. C’est le modèle du Big Bang qui est un ingrédient essentiel du modèle standard de la cosmologie actuelle et possède aujourd’hui un grand nombre de confirmations expérimentales. Le Big Bang est le modèle cosmologique aujourd’hui adopté par la majorité des astrophysiciens. Ce modèle ne prétend pas être la vérité absolue, mais sa précision dans sa description des phénomènes astronomiques et ses prédictions maintes fois validées font de lui un modèle de premier ordre. Cette théorie de l’évolution de l’univers propose que celui-ci est le résultat d’une « explosion » originelle de l’espace-temps, suivie d’une expansion. Cette rapide expansion eut lieu partout à la fois sur la totalité de l’espace-temps. Dans quel état se trouvait l’Univers avant le « Big Bang » ? La science ne peut répondre à cette question car les conditions physiques qui régnaient alors ne peuvent être décrites par le moyen des théories actuelles. Les modèles actuels « physique quantique » nous permettent de remonter le temps jusqu’aux tous premiers instants du cosmos. Il y a cependant une limite dans cette remontée, car en deçà d’un certain temps « ère de Planck », la physique n’a plus rien à dire. En effet, la théorie de la relativité et la théorie de la physique quantique se contredisent en deçà de cet instant. Le modèle privilégie l’existence d’une phase d’inflation cosmique très brève mais durant laquelle l’univers aurait grandi de façon extrêmement rapide, les particules vont alors se repousser mutuellement, ce qui a pour conséquence l’expansion de l’univers et donc un début de refroidissement. Dans les tout premiers instants après le Big Bang, l’Univers était extrêmement chaud et dense. Lorsque l’Univers commença à se refroidir, les conditions permirent aux constituants de base de la matière – les quarks et les électrons, dont nous sommes tous constitués – de faire leur apparition. Quelques millionièmes de seconde plus tard, les quarks se sont assemblés pour produire des protons et des neutrons, lesquels se sont regroupés en quelques minutes pour constituer les noyaux des futurs atomes. Au fur et à mesure que l’Univers poursuivait son expansion et son refroidissement, le rythme s’est ralenti. Il a ainsi fallu 380 000 ans pour que les électrons soient capturés dans l’orbite des noyaux, donnant naissance aux premiers atomes. Il s’agissait essentiellement d’hélium et d’hydrogène, qui sont encore aujourd’hui, et de loin, les éléments les plus répandus dans l’Univers. Les observations actuelles suggèrent que les premières étoiles se sont formées à partir de nuages de gaz environ 150-200 millions d›années après le Big Bang (et la lumière fut !!). Désormais, des atomes plus lourds, tels que le carbone, l’oxygène et le fer, sont produits sans cesse au cœur des étoiles et sont projetés dans tout l’Univers lors d’explosions stellaires spectaculaires appelées supernovas. Pr. I. BERRADA 6 COSMOLOGIE : LA TERRE DANS L’UNIVERS Géologie Générale 2.2.2 Taille de l’univers La taille de l’univers = paradoxe !!! Le Visible : implique que quel que soit les moyens, l’homme est capable d’apprécier cette partie de l’Univers. Or la lumière existe depuis la création de l’Univers (ou presque). Nos instruments ne peuvent capter que la partie de l’Univers qui se trouvait là à cet instant. Notre horizon visible est donc situé à 13,7 milliards d’années-lumière (âge de l’univers). Les objets situés dans l’Univers au-delà de cette distance nous sont invisibles. L’Univers observable : est un terme utilisé par les scientifiques pour désigner tout l’univers observable même au-delà du temps de parcours de la lumière. Il mesure 46,5 milliards d’années-lumière de rayon (93 G.a.l en diamètre). Seuls 13,7 G.a.l nous sont accessibles. L’Univers étant en expansion et cela plus rapidement que la vitesse de la lumière, paradoxalement, une partie de l’Univers observable se soustrait à notre vue. À chaque jour qui passe, une partie de l’Univers, sous l’effet prépondérant de l’expansion, disparait de notre horizon de visibilité. La limite entre la partie visible et le reste de l’Univers observable est appelé l’horizon cosmologique. 2.2.3 Composition actuelle de l’Univers 2.2.3.1 Les galaxies Une galaxie est un ensemble d’étoiles, de poussières et de gaz interstellaires dont la cohésion est assurée par la gravitation. Les galaxies présentent une grande diversité de taille (entre 2.000 et 500.000 années-lumière de diamètre) et de forme. La Voie Lactée, notre galaxie, contient plus d’une centaine de milliards d’étoiles (à l’échelle universelle, elle se situe dans la moyenne des galaxies spirales. Les galaxies ne sont pas distribuées de façon aléatoire dans l’Univers, elles ont tendance à se regrouper en groupes ou en amas eux-mêmes groupés en superamas. La galaxie d’Andromède (galaxie voisine) est située à 2,3 millions d’années-lumière. Notre galaxie possède toutefois deux petites galaxies satellites (le grand et le petit Nuages de Magellan) situées respectivement à environ 150.000 et 200.000 années-lumière. Elles font toutes partie du Groupe Local composé d’une majorité de galaxies elliptiques naines et irrégulières. Edwin Hubble (1889 - 1953), astronome américain, a montré que les galaxies semblaient s’éloigner de nous, à une vitesse d’autant plus grande qu’elles sont lointaines. Cette propriété fondamentale qui implique que l’Univers est en expansion, est à la base de la cosmologie moderne. Elle constitue l’un des trois arguments extrêmement forts en faveur du modèle cosmologique standard, dit du Big Bang ; les deux autres étant l’observation du fond diffus cosmologique et les abondances des éléments légers (hydrogène, hélium et lithium). On connaît peu de choses sur la formation des galaxies, la gravitation a dû y jouer un grand rôle puisqu’elle prédomine encore dans la hiérarchisation de l’univers. Aux limites de l’Univers observable, la galaxie la plus lointaine observée à ce jour, découverte en 2004, n’est pas très spectaculaire, mais sa lumière a mis 13,2 milliards d’années à nous parvenir ! Dans une galaxie, toutes les étoiles tournent autour d’un axe. Il existe plusieurs types de galaxies que l’on classe selon leur morphologie. Edwin Hubble a proposé en 1926 la classification morphologique des galaxies suivante appelée : la séquence de Hubble. Les galaxies spirales : notre galaxie, la Voie Lactée, en fait partie. C’est une galaxie spirale comme 25 % des galaxies de l’univers. Les bras des spirales sont issus de la compression de la matière à cause de la rotation de la galaxie. Ils apparaissent comme des lieux privilégiés de formation stellaire. Le bulbe, qui est le renflement central, contient des étoiles d’âges variés et enfin le halo galactique formé de gaz et de poussières dans lequel on trouve des étoiles vieilles et des amas globulaires. Les galaxies spirales barrées sont caractérisées par le fait que les bras spiraux s’étendent à partir des extrémités d’une « barre » qui traverse le bulbe galactique. Les galaxies elliptiques (65 % des galaxies) : n’ont pas de structures évidentes, à part leur symétrie elliptique ou sphérique. Elles sont composées en majorité d’étoiles âgées et sont le siège d’émissions radios importantes, d’où leur nom de radiogalaxies. Les galaxies lenticulaires (S0 ou SB0) sont des galaxies à disque sans bras spiraux bien définis. Elles représentent la 7 Pr. I. BERRADA COSMOLOGIE : LA TERRE DANS L’UNIVERS Géologie Générale transition entre une galaxie elliptique et une galaxie spirale dans la séquence de Hubble. Les galaxies irrégulières : qui n’entrent pas dans ces 2 types principaux, ne représentent que 10 % des galaxies, elles sont riches en matières interstellaires et pauvres en éléments lourds. Plus les galaxies évoluent, plus la matière interstellaire est consommée par les étoiles qui rejettent à leur mort des éléments lourds. Dans l’espace il n’est pas rare que deux galaxies proches rentrent en collision. Lors de la rencontre de deux galaxies, les effets de marée peuvent arracher des langues de matière. Les régions où la collision a déclenché la formation d’étoiles sont visibles en bleu (étoiles jeunes et chaudes). 2.2.3.2 Les nébuleuses Vaste nuage de matière interstellaire (composée de poussières et de gaz) où la densité est nettement supérieure à celle de l’espace interstellaire. Le gaz est un mélange de molécules variées : en plus de l’hydrogène moléculaire (H2) qui est majoritaire, on y trouve des alcools, de l’ammoniac, des aldéhydes (proches des sucres) et de l’eau. Ces molécules sont issues de la rencontre et la combinaison des atomes produits par l’étoile. Cet amas de gaz peut provenir d’une explosion unique d’une nova ou d’une supernova, comme pour la nébuleuse du Crabe. La température des nuages interstellaires est suffisante pour que la pression contrebalance la gravitation, le nuage est en équilibre. Mais sous l’effet de poussières et de molécules complexes, la température baisse et le nuage tend alors à s’effondrer sous son propre poids. Ce phénomène peut être également déclenché ou aidé par une explosion d’étoile voisine ou une collision avec un autre nuage qui comprime la matière interstellaire et rompt l’équilibre entre pression et gravité. Les étoiles se forment à l’intérieur de certaines nébuleuses comme celle, très connue, d’Orion ou de la Rosette. 2.2.3.3 Les étoiles Une étoile, corps céleste le plus abondant dans l’univers, est un astre, formé de gaz accrété, à l’intérieur duquel se produisent des réactions de fusion thermonucléaire. Ces réactions sont à l’origine du rayonnement électromagnétique. La détection des étoiles est facilitée grâce à leur rayonnement. Ainsi, plusieurs milliers d’étoiles sont visibles à l’œil nu. On estime à plusieurs centaines de milliards le nombre d’étoiles figurant dans notre galaxie (la Voie Lactée) uniquement. Les étoiles prennent naissance dans une nébuleuse primordiale, à partir des nuages de matières interstellaires gigantesques (environ plusieurs centaines de millions de kilomètres et d’une masse allant de 1 à plusieurs millions de masses solaires) présents dans l’univers après le Big bang. Après un événement déclencheur, la matière va à l’appel de sa propre gravité, se contracter et se réchauffer. Le nuage se décompose alors en plusieurs nuages plus petits, mais plus denses, qui se contractent à leur tour. Les premiers embryons stellaires apparaissent. Grâce aux mouvements des charges électriques accélérées, ils émettent des rayonnements radios et infrarouges. La contraction gravitationnelle du cœur et l’accrétion de la matière des zones externes sont les seules sources d’énergie à ce Pr. I. BERRADA 8 COSMOLOGIE : LA TERRE DANS L’UNIVERS Géologie Générale stade. L’énergie rayonnée par la protoétoile est donc d’origine purement gravitationnelle. a. La nucléosynthèse On appelle nucléosynthèse l’ensemble des réactions nucléaires qui se sont produites soit lors de la naissance de l’Univers observable (nucléosynthèse primordiale) riche en Hydrogène, ou qui se produisent par transformation et synthèse des différents éléments chimiques à partir de l’hydrogène primordial à l’intérieur des étoiles. Les collisions se multiplient, des photons dont l’énergie est de plus en plus élevée apparaissent sans cesse. D’infrarouge, la lumière émise passe au rouge, l’étoile devient «visible», selon sa masse Les étapes de la nucléosynthèse elle virera au jaune ou au bleu selon sa taille. La température centrale de l’étoile dépasse 1010 °C. A cette température, la répulsion électrique des protons est vaincue, la force nucléaire entre en jeu : 2 noyaux d’hydrogène (protons) se rencontrent, fusionnent et forment du Deutérium (hydrogène lourd). Ce Deutérium fusionne ensuite avec un proton pour former de l’Hélium 3 (3He). Il faut ensuite 2 noyaux d’hélium 3 pour donner l’hélium 4 (4He). Cette nucléosynthèse, véritable fusion nucléaire, produit de l’énergie nucléaire sous la forme de photons = lumière. Cette étape majeure, va se manifester par un changement de comportement de l’étoile : les réactions thermonucléaires vont fournir l’énergie nécessaire pour contrecarrer l’action de la force de gravitation. L’étoile n’a plus besoin de se contracter pour obtenir de l’énergie qui lui permet de briller et de supporter son propre poids. Les contractions s’arrêtent alors. Vue de l’extérieur, l’étoile ne se modifie plus, elle va donc garder son diamètre et sa couleur inchangés pendant tout le temps que durera la fusion de l’hydrogène en hélium. La nucléosynthèse primordiale n’a guère pu fabriquer que de l’hélium 4, et ce sont les étoiles, disposant de densités beaucoup plus élevées et de beaucoup plus de temps qui synthétiseront les éléments plus lourds. b. L’évolution des étoiles Lorsque s’amorce la combustion de l’hydrogène, chaque étoile possède une luminosité à peu près proportionnelle au cube de sa masse. Le temps que dure cette combustion dans le noyau représente la phase la plus longue de sa vie. Dans le Soleil qui s’y trouve actuellement, elle durera au total quelque cinq milliards d’années ! Durant cette phase, il nous semble qu’il n’y ait plus aucune évolution chez l’étoile. Les petites étoiles (1,5 fois la masse solaire) : Quand il n’y aura plus d’H2 à transformer en He dans le cœur stellaire, la phase nucléaire se terminera. La durée de cette phase dépend de la masse de l’étoile. En effet, plus une étoile est massive, plus elle brille et donc plus elle épuise rapidement ses réserves en H2. A ce moment-là, l’énergie produite par la nucléosynthèse s’épuisant (le cœur de l’étoile ne contient plus que de l’hélium, trop stable pour fusionner), la température va baisser dans l’étoile. La force gravitationnelle prédomine alors et l’étoile va se contracter, ce qui fait de nouveau augmenter la température. Cela va permettre de pouvoir utiliser les molécules d’He se situant en dehors du cœur stellaire. La température montera à 100.109 °C à l’intérieur de l’étoile. La rencontre de 3 noyaux d’He va donner un carbone et de l’oxygène. Grâce à l’énergie dégagée par cette réaction, la contraction va se ralentir. Pendant ce temps, le cœur va continuer à se contracter sous l’effet de la gravitation et transférer cette énergie à la surface de l’étoile qui va amplifier son gonflement tout en se refroidissant. Le diamètre de l’étoile peut être multiplié par un facteur 200, tandis que la baisse de température va se traduire par un décalage du rayonnement vers le rouge : l’étoile devient ce que l’on appelle une géante rouge. La dilatation de ses enveloppes externes aboutit à la dispersion des atomes dans l’espace. Les restes éparpillés de ces enveloppes forment ce que l›on appelle une nébuleuse planétaire. Celle-ci va se disperser dans le milieu interstellaire en quelques centaines de milliers d’années. 9 Pr. I. BERRADA COSMOLOGIE : LA TERRE DANS L’UNIVERS Géologie Générale Le processus s’arrête lorsque tout l’hélium est épuisé et que la température n’est pas suffisante pour amorcer la fusion du carbone : le cœur de l’étoile, constitué d’atomes de C principalement et d’oxygène, n’est plus le siège de réactions thermonucléaires. L’étoile est alors une naine blanche ayant une densité très élevée. Les naines blanches gardent la rotation de l’étoile initiale tout en étant beaucoup plus petites. Elles ne peuvent que rayonner leur chaleur résiduelle en se refroidissant cependant. Une fois leur température assez basse, elles deviennent des astres morts ou des naines noires. On peut suivre aisément cette évolution des étoiles grâce au diagramme HR (de Hertzprung- Russel) ci-dessous. Le rayonnement à 3°K, ou rayonnement fossile, est celui qui se répand dans une enceinte refroidie à cette température. On le retrouve partout dans l’univers. Dans le diagramme HR, toutes les étoiles Type spectrale Couleur Température moyenne de surface peuvent être représentées par un point dans un plan dont l’axe horizontal est W Bleue 35000-50000 gradué en température de surface (ou O Bleue-blanche 25000-35000 en couleur), donc en classe spectrale, B Bleue-blanche 10000-25000 tandis que les luminosités (quantité totale d’énergie émise) figurent sur l’axe vertical. A Blanche 7500-10000 Ce diagramme permet donc de classer les F Jaunâtre 6000-7500 étoiles, c’est un outil indispensable pour G Jaune 5000-6000 décrire les propriétés et l’évolution d’une étoile. Ainsi voyons-nous : K Orange 3500-5000 M Rouge F (Isotope père radioactif) -----------------------> (Isotope fils radiogénique) Ce sont les isotopes instables, radioactifs qui sont utilisés en radiochronologie. La radioactivité est due à l’instabilité du noyau qui se désintègre par émission d’énergie en plusieurs formes. Seulement deux formes sont utilisées en datation absolue : 5.2.1.1 Radioactivité α Un atome se désintègre en émettant une particule α, c’est à dire un noyau d’hélium (4He2). M XZ -----------> M-4YZ-2 + 4He2 Ex : 238U92 > 234Th90 + α 5.2.1.2 Radioactivité β- (appelé aussi β émission) La radioactivité β- est une réaction spontanée au cours de laquelle un noyau père instable se désintègre en un noyau fils plus stable avec émission d’un électron 0e-1 appelé «particule β- «. Ce type de radioactivité se produit pour les noyaux trop riches en neutrons. Les lois de conservations donnent : Ex : Désintégration du carbone 14 5.2.1.3 Radioactivité β+ (appelé aussi β capture) La radioctivité β+ est une réaction spontanée au cours de laquelle un noyau père instable se désintègre en un noyau fils plus stable avec émission d’un positron 0e1 appelé «particule β+». Cette radioactivité est qualifiée de radioactivité artificielle car elle se produit avec des noyaux obtenus en laboratoire. Elle est caractéristique des noyaux contenant trop de protons. Les lois de conservations donnent : Ex : Désintégration du phosphore : 37 Pr. I. BERRADA NOTION DE TEMPS ET DATATION EN GEOLOGIE Géologie Générale 5.2.2 Principe de la radiochronologie La loi de la désintégration est la même pour chaque élément radioactif même si le taux de désintégration varie d’un élément à un autre. P ------------------------------------> F Les méthodes de la géochronologie reposent sur le principe suivant : Soit un isotope radioactif Père (P) qui se désintègre en un élément radiogénique fils (F). La figure montre que la proportion d’atomes pères (P) qui se désintègrent pendant chaque unité de temps (dt) est toujours la même. Le nombre d’atomes pères se désintégrant diminue de manière continue en même temps que le nombre d’atomes fils augmente proportionnellement. A t=T, il ne reste plus que 8 isotopes noirs, 8 isotopes jaunes ont été produits, A t=2T, il ne reste plus que 4 noirs pour 12 jaunes, A t=3T, il ne reste plus que 2 noirs pour 14 jaunes, A t=4T, il ne reste plus que 1 noir pour 15 jaunes. On est parti d’un système à 16 éléments isotopiques et il y en a toujours 16 dans le système : on dit que le système est clos ou fermé, il n’y a pas d’apport extérieur ou de pertes. Le rapport de concentration P/F ou F/P est fonction de la constante de désintégration λ (qui est la probabilité de désintégration par unité de temps) de l’élément P et de du temps t. La quantité d’atomes P désintégrés pendant un temps dt est proportionnelle au nombre d’atomes P et à la constante de désintégration λ. On peut alors écrire : Avec : P = nombre d’atomes pères radioactifs, λ = constante de désintégration Et dP/dt = taux instantanée de transformation. Si P0 représente la quantité d’atomes pères à l’instant t0, l’équation (1) s’intègre selon l’équations suivante : Ou P0 = P eλt Ce qui donne comme solution : L’équation est insolvable car on a 2 inconnus : t et le nombre d’atomes pères P0 à l’instant initial t0. On pose alors l’hypothèse, que le nombre d’atomes pères à un temps t (P) est égal au nombre d’atomes pères initiaux (t0) moins le nombre d’atomes fils radiogéniques produits au cours du temps t. Soit : P = P0 - F ou P0 = P + F Pr. I. BERRADA 38 NOTION DE TEMPS ET DATATION EN GEOLOGIE Géologie Générale En remplaçant P0 par sa valeur (P + F) dans l’équation (3) on obtient : De cette équation (4) on peut en déduire l’âge (t) : Un problème peut apparaître. La quantité d’atomes F mesurés aujourd’hui correspond en fait à la quantité d’atomes fils radiogéniques provenant de la désintégration de l’élément père (P) radioactif, mais aussi à la quantité d’atomes fils (F0) qui étaient présents dès le départ dans le système. C’est à dire que : F total mesuré = F radiogénique + F0 existant au départ On a alors F = F0 + F* avec F*= F radiogénique Si F* est produit par la désintégration de P, on a : P0 = P + F* donc F* = P0 - P Comme selon l’équation (2) P = P0 e-λt qui donne P0 = P eλt alors F* = P eλt - P et F*= P(eλt - 1). Il vient immédiatement que : Partant de F = F0 + F* avec F*= F radiogénique On obtient : F*= F - F0, l’équation (4) peut aussi s’écrire de la façon : Cette équation (6) est l’équation fondamentale de la géochronologie. Elle permet d’obtenir l’âge d’une formation (ou d’un minéral). L’âge est obtenu dans les conditions suivantes : 1. La constante de désintégration λ soit connue avec précision ; 2. Que l’on connaisse P et F avec une bonne précision ; 3. Que l’on connaisse F0 ; ce qui est souvent délicat, voire impossible sauf dans les minéraux ou on sait que l’élément F n’est pas intégré dans la formule chimique à la cristallisation. 4. Que le système soit resté clos aucune sortie ou introduction de ces éléments (P et F) dans le système (minéral ou roche) depuis leur formation. Chaque élément radioactif, est également, caractérisé par sa période ou demi-vie T au bout de laquelle la moitié de l’élément père P s’est désintégré. P0/2 = P0 e-λt -------> λ = logn 2/T. 5.2.3 Méthodes de La mesure radioactive 5.2.3.1 Méthode de datation des périodes récentes : la méthode au 14C C’est une méthode adaptée aux temps récents, car la période du 14C est courte. Le carbone (C6) possède 3 isotopes : 12C (98,892%) ; 13C (1,108%) et 14C (en quantité infime). Le 14C est produit dans la haute atmosphère par réaction de neutrons cosmiques avec l’azote permet de garder sa composition ± constante dans l’atmosphère. Au cours de cette réaction, l’azote et les neutrons qui interagissent produisent le 14C et un proton ; soit la réaction : 14 N7 + n -------> 14C6 + 1p 39 Pr. I. BERRADA NOTION DE TEMPS ET DATATION EN GEOLOGIE Géologie Générale Le 14C, est radioactif et se désintègre par radioactivité β- en redonnant du 14N (gaz volatil qui ne reste pas dans l’échantillon) selon la réaction : 14 C6 ------> 14N7 + β- ; avec l = 1,21.10-4.an-1 (T1/2 = 5730 ans) Cette désintégration suit la loi : Soit : 14C = 14C0.e-λt, ou en se référant à l’isotope stable 12C du carbone : Le 14C est formé constamment dans l’atmosphère et est incorporé dans les molécules de CO2. Il est introduit de cette façon dans le cycle du carbone. Le 14C, au même titre que le 12C (stable), est alors fixé dans les végétaux ou les animaux. Le rapport (14C/12C)0 dans l’atmosphère est une constante et est connu. Tous les êtres vivants ont ainsi un rapport (14C/12C)0 constant. Pour un être vivant, l’instant t0 coïncide avec sa mort, dès lors qu’il n’y a plus d’échanges avec le CO2 atmosphérique. On peut voir selon la dernière équation que connaissant (14C/12C)0 et mesurant 14C/12C, on peut calculer l’âge de la mort de l’organisme. La méthode de datation par le 14C ne s’applique qu’aux matériaux organiques. Elle s’applique tant en archéologie, qu’en paléontologie (datations d’ossements), sédimentation (datation des carbonates et mesure des vitesses de sédimentation), volcanologie (datation de bois carbonisés sous les coulées de laves), étude des météorites (détermination de l’âge de leur chute sur Terre). Étant donné la courte période de désintégration du 14C, cette méthode n’est applicable qu’à la datation de matériaux très récents, ne dépassant pas 50 000 ans. C’est une méthode destinée à dater des événements de l’ère quaternaire. 5.2.3.2 Méthodes de datation des périodes anciennes a. La méthode Rb (rubidium) / Sr (strontium) Lors de la formation d’une roche magmatique, du rubidium et du strontium sont intégrés dans les réseaux cristallins de certains minéraux (micas, feldspaths). Chacun de ces éléments se présente sous plusieurs formes isotopiques : 85Rb et 87Rb d’une part, 88Sr, 87Sr, 86Sr et 84Sr d’autre part. Le 87Rb est radioactif et se désintègre par radioactivité ß en 87Sr radiogénique. 87 Rb ----------> 87Sr (radioactivité ß) Le Strontium Sr possède 4 isotopes naturels 84-86-87-88 et seul 87Sr est radiogénique (produit de désintégration du 87Rb). Selon l’équation fondamentale de désintégration du 87Rb (élément père radioactif, P) en 87Sr (élément fils radiogénique, F), On peut écrire : A partir de F = P (e-λt - 1) + F0 (87Sr) = (87Rb) (e-λt - 1) + (87Sr )0 λ = 1,42.10 an (= constante de désintégration de l’isotope père radioactif P, le Rb dans ce cas); -11 -1 Dans la dernière équation, (87Rb) et (87Sr) peuvent être mesurés et sont connus. Par contre la quantité de (87Sr)0 est une inconnue. Le 86Sr est un isotope stable non radiogénique et non radioactif. Sa quantité dans le système est donc une constante. Si on divise la dernière équation, par l’isotope stable (86Sr) on obtient : Pr. I. BERRADA 40 NOTION DE TEMPS ET DATATION EN GEOLOGIE Géologie Générale Ce détail est essentiel car (87Sr/86Sr)0 est une constante. C’est une condition essentielle pour pouvoir effectuer des datations avec le couple rubidium/strontium. En effet, les deux isotopes 87Sr et 86Sr se comportent de la même manière dans les processus de formation des roches ; la proportion entre ces deux isotopes au moment de la formation de la roche est la même dans tous les cristaux qui contiennent du strontium. La valeur de ce rapport n’est pas connue a priori, mais on sait que c’est une constante pour tous les échantillons qui sont cogénétiques, c’est à dire formés ensemble au même moment (par exemple, par cristallisation d’un même magma). Cette équation est de la forme : y = ax + b, avec : y = (87Sr/86Sr) rapport qui peut être mesuré x= ( Rb/ Sr) 87 86 rapport qui peut être mesuré a = (e-λt - 1) constante à déterminer b = (87Sr/86Sr)0 constante à déterminer Il suffit alors de mesurer les valeurs de y et de x dans plusieurs cristaux différents de la même roche (plusieurs cristaux cogénétiques (issus du même magma : même valeur de b)). Les couples (x,y) obtenus permettront de tracer une droite. L’ordonnée de cette droite à l’origine permet de connaître la valeur de b Le coefficient directeur de cette droite permet de connaître la valeur de a Connaissant a, il est facile d’en déduire l’âge de la roche t puisque : a = (e-λt - 1) ce qui donne b. La méthode U (Uranium) / P (Plomb) L’élément uranium possèdent deux isotopes radioactifs à longue vie : l’uranium 235 et l’uranium 238. Chaque isotope se désintègre par étapes successives et est à l’origine de familles radioactives dont le dernier isotope stable est un isotope du plomb. Ainsi 235U donne 207Pb et 238 U donne 206Pb. En fait, tout se passe comme s’il ne produisait qu’une seule réaction directe de désintégration pour chaque isotope : En effet, on peut négliger les réactions intermédiaires car leurs demi-vie sont très faibles par rapport aux temps de demi-vie des réactions précédentes qui valent respectivement 4,47 Ga et 0,704 Ga. Pour information, ces constantes radioactives ont été déterminées en 1971 par Jeffrey et al. En supposant que le système est resté fermé, on peut écrire que la quantité de plomb 206 présent actuellement dans la roche (206Pb(actuel)) est la somme du plomb présent à l’origine (206Pb0) et du plomb 206 produit par la désintégration radioactive (206Pb(radiogénique)). La quantité d’uranium 238 présent actuellement suit la loi de décroissance radioactive : 41 Pr. I. BERRADA NOTION DE TEMPS ET DATATION EN GEOLOGIE Géologie Générale La quantité de plomb 206 produit par la désintégration radioactive correspond au nombre de désintégrations subies par l’uranium 238 : On obtient donc la relation : On procède de même pour la désintégration de l’uranium 235 : En faisant le rapport entre ces deux relations, on obtient : Actuellement, on a : En déterminant la valeur du rapport isotopique (207Pb/206Pb) radiogénique on pourra donc estimer directement le temps écoulé depuis la fermeture du système. 5.3 L’ÉCHELLE DES TEMPS GÉOLOGIQUES La biostratigraphie et les méthodes de géochronologie permettent de reconstituer l’histoire géologique d’une région donnée. Les recoupements généralisés à l’échelle du globe ont permis d’établir un calendrier de référence appelée échelle stratigraphique internationale des temps géologiques basée, à la fois sur la géochronologie relative et absolue. Les géologues ont proposé cette échelle géologique qui représente une coupe contenant dans l’ordre chronologique la séquence de strates connues et leurs âges relatifs. Cette échelle est continuellement modifiée dans le détail et raffinée comprend les subdivisions suivantes : Les Eons (= Eonothèmes) Les Eres (= Erathèmes) Les périodes (=Systèmes) Les époques (=Séries) Les étages (=Ages) 5.3.1 Eons (= Eonothèmes) Un éon représente l’intervalle de temps géologique le plus grand de plusieurs 100ène millions d’années. Il en existe 4: Le Hadéen (4600 Ma à 3900 Ma) : Début de l’histoire de la Terre. Il existe peu de roche de cet âge à cause de l’érosion et de la subduction. L’Archéen (3800 Ma à 2500 Ma) : représente les roches les plus anciennes sur Terre. Ces roches contiennent des traces d’organismes microscopiques (bactéries). Le Protérozoïque (2500 Ma à 570 Ma) : ces roches contiennent des traces de micro-organismes multicellulaires. La stratigraphie des roches archéennes et protérozoïques est moins connue que celle des roches plus jeunes parce que ces Pr. I. BERRADA 42 NOTION DE TEMPS ET DATATION EN GEOLOGIE Géologie Générale roches anciennes ont été déformées, métamorphisées et érodées. Le Phanérozoïque (570 Ma à aujourd’hui) est l’éon le plus récent. Les roches du Phanérozoïque contiennent beaucoup d’évidence de vie et les parties solides des organismes sont bien fossilisées. Les trois premiers éons, groupés, sont connus sous le nom de Précambrien. 5.3.2 Eres (= Erathèmes) Les éons sont subdivisés en ères dont les limites sont marquées par de grands bouleversements biologiques (grandes extinctions), paléogéographiques (Orogenèse)... Une ère géologique reprend l’intervalle de temps défini sur base des organismes présents dans ces roches. L’éon Hadéen n’est pas subdivisé en ères car on n’a pas encore de repères. L’éon archéen est subdivé en 4 ères : » L’Eoarchéen (-4000 Ma à -3600 Ma), » Le Paléoarchéen (-3600 Ma à -3200 Ma) » Le Mésoarchéen (-3200 Ma à -2800 Ma) » Et le Néoarchéen (-2800 Ma à -2500 Ma). L’éon protérozoïque est subdivisé en 3 Eres : » Le Paléoprotérozoïque (-2500 Ma à -1600 Ma), » Le Mésoprotérozoïque (-1600 Ma à -1000 Ma), » Et le Néoprotérozoïque (-1000 Ma à -541 Ma). L’éon phanérozoïque est subdivisé 3 Eres: » Le Paléozoïque (vie ancienne - 541 Ma à -252,1 Ma), » Le Mésozoïque (vie intermédiaire -252,1 Ma à -66 Ma) » Et le Cénozoïque (vie récente - 66 Ma à aujourd’hui). Au Paléozoïque, les formes de vie incluent des invertébrés marins, des poissons, des amphibiens, et des reptiles sont apparus. Certaines plantes y ont également apparu et évolué. Le Mésozoïque est l’ère des dinosaures qui sont devenus les vertébrés les plus importants. Des mammifères sont apparus vers la fin du Mésozoïque et dominent le Cénozoïque. 5.3.3 Périodes (=Systèmes) Les dernières Périodes regroupent des étages sur des références lithologiques (Carbonifère, Crétacé), paléontologiques (Nummulitique = Paléogène) ou autres. Les ères archéennes ne sont pas subdivisées en périodes faute de repères stratigraphiques et/ou paléontologiques alors que celles des éons protérozoïque et phanérozoïques montrent plusieurs périodes : L’ère Paléoprotérozoïque comprend 4 périodes : » Le Sidérien (-2500 Ma à -2300 Ma), » Le Rhaycien (-2300 Ma à -2050 Ma), » L’Orosirien (-2050 Ma à -1800 Ma) » Et le Stathérien (-1800 Ma à -1600 Ma). L’ère Mésoprotérozoïque comprend 3 périodes : » Le Calymmien (-1600 Ma à 1400 Ma), 43 Pr. I. BERRADA NOTION DE TEMPS ET DATATION EN GEOLOGIE Géologie Générale » L’Ectasien (-1400 Ma à -1200 Ma), » Le Sténien (-1200 Ma à -1000 Ma), L’ère Néoprotérozoïque comprend 3 périodes : » Le Tonien (-1000 Ma à -850 Ma), » Le Cryogénien (850 Ma à -635 Ma), » L’Ediacardien (-635 Ma à -541 Ma). L’ère Paléozoïque est subdivisée en 6 périodes : » Le Cambrien (-541 Ma à -485,4 Ma), » L’Ordovicien (485,4 Ma à 443,4 Ma), » Le Silurien (-443,4 Ma à -419,2 Ma), » Le Dévonien (-419,2 Ma à -358,9 Ma), » Le Carbonifère (-358,9 Ma à -298,9 Ma) » Et le Permien (-298,9 Ma à -252,1 Ma) A signaler ici que le Carbonifère est subdivisé en 2 sous-périodes : Le Mississipien et le Pennsylvanien. L’ère Mésozoïque comprend 3 périodes : » Le Trias (-252,1 Ma à -201 Ma), » Le Jurassique (-201 Ma à -145 Ma) » Et le Crétacé (-145 Ma à 66 Ma), L’ère Cénozoïque comprend 3 périodes : » Le Paléogène (-66 Ma à -23,03 Ma), » Le Néogène (-23,03 Ma à -2,58 Ma) » Et le Quaternaire (-2,58 Ma à aujourd’hui). 5.3.4 Epoques (=Séries) Les périodes sont subdivisées en époques sur la base d’association de fossiles stratigraphiques spécifiques. Leur durée moyenne est d’environ 15 Ma (sauf pour le Quaternaire). Leurs limites suivent les mêmes règles que pour les Périodes. Désignation : adjectif inf., moyen, sup. (Crétacé inf., sup.) ou encore « -cène » (Eocène, Oligocène ….). 5.3.5 Etages (=Ages) Les étages successifs sont désignés par un nom de lieu qui évoque le stratotype (formation géologique référencée mondialement qui a caractérisé cette période). Plusieurs étages forment une époque. Le nom de l›étage est le plus souvent dérivé de celui d›un lieu géographique ou historique, actuel ou antique auquel on ajoute le suffixe ien. Pr. I. BERRADA 44 NOTION DE TEMPS ET DATATION EN GEOLOGIE Géologie Générale 45 Pr. I. BERRADA APERCU SUR L’HISTOIRE GEOLOGIQUE DE LATERRE Géologie Générale 6 APERCU SUR L’HISTOIRE GEOLOGIQUE DE LA TERRE 6.1 DU CONTINENT PRIMITIF AUX CONTINENTS ACTUELS 6.1.1 La terre primitive (-4,6 Ga) Les premiers âges de la Terre commencent il y a environ 4.6 Milliards d’années. Cette planète nouvellement créée se différentie. Ses couches se mettent en place, elle expulse ses gaz, tandis que les matériaux «lourds» s’enfoncent profondément pour former le noyau de la Terre. Celle-ci ressemble à une grosse Lune qui se gorge d’eau progressivement par condensation. La croûte terrestre formée de granites, de silice et de minerais de fer achève de se former. Elle va peu à peu ressembler à la planète qui nous est familière : la Terre. 6.1.2 Au Précambrien (-4,5 Ga à 542 Ma) La formation des mécanismes des plaques s’ébauche il y a environ 2 milliards d’années. L’ancienneté de cette période est généralement estimée à «environ» 900 Millions d’années. Le mouvement s’est mis en place avec la constitution définitive de ses couches, dès que la croûte terrestre a pu commencer à dériver sur le manteau de la planète. Pendant ces âges extrêmement anciens, ces terres étaient alors plus ou moins assemblées en un unique «proto-continent» dont on ignore tout, jusqu’à la forme. Tout ce qu’on peut imaginer, c’est que notre planète était en majeure partie recouverte d’un océan aux eaux chaudes (60 à 90°), dans lesquelles émerge ce plateau : le continent primitif. Celui-ci va progressivement se diviser en deux ou trois gros blocs continentaux qui vont commencer à se déplacer. C’est le début de ce qu’on appelle : la dérive des continents. 6.1.3 Au Paléozoïque 6.1.3.1 Cambrien (-542 à -485 Ma) Disposition des continents vers la fin de Précambrien Jusqu’à l’ère primaire, les mouvements de ces plaques sont trop anciens pour qu’on imagine précisément le parcours qu’elles ont pu accomplir. Peut-être se sont-elles assemblées et séparées plusieurs fois, aux termes de déplacements provoqués par les phénomènes extrêmement violents qui vont accompagner la formation de notre planète. La rencontre des plateaux de l’Europe et de l’Amérique du Nord s’achève par d’importants soulèvements de massifs montagneux : c’est le plissement Huronien. Puis ces plaques se séparent, arrachent leurs reliefs et se divisent de nouveau. L’air va s’oxygéner, l’eau va se réchauffer, la vie va exploser. C’est le Disposition des continents vers la fin du Cambrien début de l’ère Primaire, il y a plus de 500 millions d’années. 6.1.3.2 Dévonien (-416 à -359 Ma) Les continents vont continuer à se déplacer. En s’écartant les uns des autres, ils créent de nouvelles mers et de nouveaux océans. Ces déplacements causent également des collisions, qui forment des reliefs. Le Dévonien est l’ère d’une orogenèse d’importance planétaire : le plissement Calédonien qui va former une nouvelle chaîne de montagne s’étendant à Disposition des continents vers la fin du Dévonien travers l’Amérique du Nord jusqu’à l’Ecosse et la Scandinavie. C’est la naissance du grand Massif Américain des «Appalaches». A la même époque, l’Europe subit une intense activité volcanique. Les plateaux sont alors pour la plupart regroupés dans l’hémisphère sud. 6.1.3.3 Carbonifère (-359 à 299 Ma) Les continents se déplacent désormais massivement vers le nord. Ces mouvements ne sont pas sans conséquence puisque de nouvelles collisions Disposition des continents vers la fin du Carbonifère Pr. I. BERRADA 46 APERCU SUR L’HISTOIRE GEOLOGIQUE DE LATERRE Géologie Générale entre les plaques vont entraîner le plissement Hercynien. Le soulèvement de cette chaîne «Hercynienne» sera à l’origine des Ardennes, du massif central et des Vosges. Il surgit dans toute l’Europe de nouvelles îles séparées par des bras de mer qui vont devenir des Lagunes. Au Maroc il est à l’origine du soulèvement de la chaine de l’Anti-Atlas. 6.1.3.4 Permien (-298 à -252 Ma) La chaîne Hercynienne du carbonifère se détruit déjà sous l’érosion des éléments. Les conditions climatiques rigoureuses vont être marquées par une grande sècheresse mondiale. Au terme de leur dérive, les continents se sont de nouveau rassemblés et permettent la diversification des espèces à travers le globe. Cette terre appelée «Pangée». Alfred Wegener sera frappé par la concordance des bordures des continents qui semblent s’assembler comme un puzzle. Il reconstitue les contours de ces plaques, et étoffe ses théories en démontrant la présence de fossiles de Mesosaurus sur deux continents qui devaient autrefois être «collées»: l’Afrique du sud, et l’Amérique du Sud. Cette découverte annonçait en 1912 serait la base de la théorie actuelle de la dérive des continents. 6.1.4 Au Mésozoïque 6.1.4.1 Trias (-252 à -201 Ma) Le morcellement de la Pangée va entraîner les continents vers les pôles et entraîner un net refroidissement de la planète, tout en formant des fractures volcaniques si gigantesques qu’on parlera de «province magmatique». La Terre, littéralement déchirée pour former ces nouvelles plaques, sera alors plongée dans un chaos planétaire. Jamais la vie n’aura été si proche de s’éteindre définitivement de notre planète. Mais elle persistera, et reprendra après cette extinction massive des espèces. Cette nouvelle donne va profiter aux grands reptiles qui vont devenir les maîtres de la Terre. C’est le début de l’ère des dinosaures. Disposition des continents vers la fin du Permien 6.1.4.2 Jurassique (-201 à -145 Ma) L’événement majeur de l’ère secondaire sera la séparation des deux très gros continents : La Laurasie et le Gondwana qui commençaient à se fracturer depuis la fin de l’ère primaire. Ils vont se diviser en continents plus petits dérivant dans des directions différentes. Les deux grands océans, Thétys et Panthalassa, qui occupent l’Est et l’Ouest Disposition des continents au Trias Moyen du globe vont alors «transgresser», c’est à dire qu’ils vont s’étendre, profitant de l’ouverture de ces terres pour occuper cet espace libre. C’est toute la plaque océanique qui se déplace pour former à cet endroit un plancher océanique. Ces plaques «poussent» les continents et particulièrement ceux du Nord qui vont se plisser et former de nouveaux reliefs, en Amérique du nord : la vallée du Nevada ; les Andes en Amérique du sud, et en Europe, les Alpes et les Pyrénées. En s’étendant, Théthys va aussi donner naissance à de nouvelles mers : l’océan Atlantique et la mer Méditerranée. Disposition des continents au Jurassique 6.1.4.3 Crétacé (-145 à -66 Ma) A la fin de l’ère secondaire, la surface de la terre va nettement se découper en «petites» plaques. Ces océans et ces nouveaux continents vont alors abandonner leurs noms anciens. Le Crétacé amorce l’ère nouvelle de la Terre qui va presque se présenter telle que nous la connaissons aujourd’hui. Le crétacé, l’ère de la Craie. C’est encore l’âge d’or des dinosaures qui vivent leurs dernières heures. Bientôt un nouveau cataclysme planétaire va bouleverser l’équilibre écologique et faire disparaître près de 40% des espèces vivantes. Disposition des continents au Crétacé 47 Pr. I. BERRADA APERCU SUR L’HISTOIRE GEOLOGIQUE DE LATERRE Géologie Générale 6.1.5 Au Cénozoïque 6.1.5.1 Paléocène (-66 à -56 Ma) Après la grande extinction du secondaire, qu’on appelle aussi «la disparition des dinosaures» (ou crise KT), la morphologie de la planète va peu à peu prendre sa forme actuelle. On va pouvoir observer la place de l›Inde, de l›Australie, des Amériques, de l›Afrique... Une terre qui ressemble presque à celle qu’on connaît, mais pas tout à fait. L’Europe aussi va se transformer et naître des avancées et des retraits successifs de la mer qui laisse derrière-elle d’immenses dépôts de calcaire et de gypse. 6.1.5.2 Quaternaire (-2,6 Ma à Aujourd’hui) Cette courte période qui nous sépare du tertiaire durera à peine 2 millions d’années. L’Afrique, l’Inde et l’Australie ont convergé depuis l’ère tertiaire vers l’Eurasie pour former des reliefs spectaculaires. L’Himalaya va naître de cette collision et toute la région, des îles du pacifique, de la chine, de l’Inde, et de l’Indonésie vont subir et subissent encore les conséquences de ce choc brutal entre les plaques. A l’Ouest les deux plaques Américaines vont se rencontrer. En se déplaçant, elles vont heurter un continent «invisible» : la plaque océanique du Pacifique. Cette collision entre les fonds marins et les plaques continentales des Amériques, ou plutôt, ce glissement de ces deux plaques l’une contre l’autre va accentuer les reliefs de la cordillère des Andes et déchirer la côte Californienne qui va devenir une région très sensible aux tremblements de terre. Disposition des continents au Paléocène Disposition des continents au Quaternaire Pr. I. BERRADA 48