PARTIE 4 | Histoire de la Terre et de l’Univers
2 Former le manteau et le noyau
Définition
Une radioactivité éteinte correspond à une réaction de fission nucléaire se produisant
(a) pour des isotopes radioactifs formés avec la nébuleuse solaire et (b) ayant un temps de
demi-vie suffisamment court pour que la réaction de fission ne soit plus observée dans la
nature aujourd'hui. Par exemple, l’iode-129 présente dans la nébuleuse solaire, dont le temps
de demi-vie est de 16 millions d’années, n’existe plus sous forme naturelle aujourd’hui.
■ Dave Stevenson est
un planétologue d’ origine néozélandaise
travaillant aux EtatsUnis, né en 1948. Il a
appliqué les théories
de la mécanique et du
magnétisme pour proposer des scénarios
de différenciation des
corps planétaires. Il
s'est particulièrement
intéressé à la formation
du noyau métallique
de la Terre en posant
les bases des modèles
actuels.
La formation du noyau terrestre implique la séparation des métaux des silicates.
La gravité a fait son œuvre puisque les densités de ces matériaux sont très différentes, les alliages de fer étant environ trois fois plus denses que les silicates. Pour
dater cette différenciation, les géochimistes se servent de radioactivités qui font
intervenir deux éléments chimiques ayant des affinités opposées avec les métaux,
notamment la radioactivité de 182Hf (Hafnium 182) qui se désintègre en 182W
(Tungstène 182). Lorsqu’un métal et un silicate fondu sont en contact et à l’équilibre
chimique, F hafnium se concentre massivement dans le silicate, et le tungstène dans
le métal. Cette radioactivité a une demi-vie de 9 millions d’années. Il n’y a plus
de l82Hf aujourd’hui sur Terre, puisque celui-ci s’est complètement désintégré en
,82W au bout de 50 millions d’années environ (correspondant à environ 5 temps de
demi-vie). A partir de la composition actuelle en hafnium du manteau terrestre, il
est possible d’estimer la composition en 182Hf dans la Terre quand elle se forme.
Ainsi on peut évaluer la composition attendue en 182W qu’il devrait y avoir dans
le manteau si le noyau de métal s’était formé instantanément lors de la formation
du système solaire. Si le noyau métallique s’était formé après 50 millions d’années
d’évolution d’un mélange d’alliages et de roches, alors il n’y aurait plus de 182W
dans le manteau aujourd’hui, puisque le noyau aurait tout capté. Les mesures sur
les roches terrestres montrent qu’il existe de petites quantités de 182W, ce qui permet
de dire que le noyau était quasiment complet au bout de 30 millions d’années après
la formation de la nébuleuse solaire.
Les mêmes mesures dans des météorites de silicates montrent la présence de
quantités importantes de l82W. Les embryons planétaires dont elles ont été éjectées
avaient un noyau métallique formé dans le premier million d’années de l’histoire
du système solaire. Il y avait donc très tôt des corps différenciés. Or l’existence
de chondrites montre que des corps non différenciés existaient encore à la même
époque. Pour expliquer ce paradoxe, les scientifiques se sont concentrés sur la
source de chaleur nécessaire pour faire fondre les matériaux. Il se trouve que des
radioactivités aujourd’hui éteintes, ont dégagé de grandes quantités de chaleur dans
les tous premiers millions d’années du système solaire, notamment la désintégration
de ~6A1 en -f’Mg. Dans un embryon planétaire qui a grandi suffisamment vite, la
chaleur est si importante qu’il peut fondre, et donc les matériaux se différencient.
Dans un embryon planétaire qui a grandi trop lentement, la radioactivité s’est éteinte
avant que 1 énergie accumulée soit suffisante pour le faire fondre.
L accrétion se déroule donc en agglomérant des corps dans lesquels il existe déjà
des noyaux métalliques, et d’autres dans lesquels les composants sont mélangés
© Duncxl.
T oute reproduction non
autorisée
est un
délit.
282
2 Former le manteau et le noyau
Définition
Une radioactivité éteinte correspond à une réaction de fission nucléaire se produisant
(a) pour des isotopes radioactifs formés avec la nébuleuse solaire et (b) ayant un temps de
demi-vie suffisamment court pour que la réaction de fission ne soit plus observée dans la
nature aujourd'hui. Par exemple, l’iode-129 présente dans la nébuleuse solaire, dont le temps
de demi-vie est de 16 millions d’années, n’existe plus sous forme naturelle aujourd’hui.
■ Dave Stevenson est
un planétologue d’ origine néozélandaise
travaillant aux EtatsUnis, né en 1948. Il a
appliqué les théories
de la mécanique et du
magnétisme pour proposer des scénarios
de différenciation des
corps planétaires. Il
s'est particulièrement
intéressé à la formation
du noyau métallique
de la Terre en posant
les bases des modèles
actuels.
La formation du noyau terrestre implique la séparation des métaux des silicates.
La gravité a fait son œuvre puisque les densités de ces matériaux sont très différentes, les alliages de fer étant environ trois fois plus denses que les silicates. Pour
dater cette différenciation, les géochimistes se servent de radioactivités qui font
intervenir deux éléments chimiques ayant des affinités opposées avec les métaux,
notamment la radioactivité de 182Hf (Hafnium 182) qui se désintègre en 182W
(Tungstène 182). Lorsqu’un métal et un silicate fondu sont en contact et à l’équilibre
chimique, F hafnium se concentre massivement dans le silicate, et le tungstène dans
le métal. Cette radioactivité a une demi-vie de 9 millions d’années. Il n’y a plus
de l82Hf aujourd’hui sur Terre, puisque celui-ci s’est complètement désintégré en
,82W au bout de 50 millions d’années environ (correspondant à environ 5 temps de
demi-vie). A partir de la composition actuelle en hafnium du manteau terrestre, il
est possible d’estimer la composition en 182Hf dans la Terre quand elle se forme.
Ainsi on peut évaluer la composition attendue en 182W qu’il devrait y avoir dans
le manteau si le noyau de métal s’était formé instantanément lors de la formation
du système solaire. Si le noyau métallique s’était formé après 50 millions d’années
d’évolution d’un mélange d’alliages et de roches, alors il n’y aurait plus de 182W
dans le manteau aujourd’hui, puisque le noyau aurait tout capté. Les mesures sur
les roches terrestres montrent qu’il existe de petites quantités de 182W, ce qui permet
de dire que le noyau était quasiment complet au bout de 30 millions d’années après
la formation de la nébuleuse solaire.
Les mêmes mesures dans des météorites de silicates montrent la présence de
quantités importantes de l82W. Les embryons planétaires dont elles ont été éjectées
avaient un noyau métallique formé dans le premier million d’années de l’histoire
du système solaire. Il y avait donc très tôt des corps différenciés. Or l’existence
de chondrites montre que des corps non différenciés existaient encore à la même
époque. Pour expliquer ce paradoxe, les scientifiques se sont concentrés sur la
source de chaleur nécessaire pour faire fondre les matériaux. Il se trouve que des
radioactivités aujourd’hui éteintes, ont dégagé de grandes quantités de chaleur dans
les tous premiers millions d’années du système solaire, notamment la désintégration
de ~6A1 en -f’Mg. Dans un embryon planétaire qui a grandi suffisamment vite, la
chaleur est si importante qu’il peut fondre, et donc les matériaux se différencient.
Dans un embryon planétaire qui a grandi trop lentement, la radioactivité s’est éteinte
avant que 1 énergie accumulée soit suffisante pour le faire fondre.
L accrétion se déroule donc en agglomérant des corps dans lesquels il existe déjà
des noyaux métalliques, et d’autres dans lesquels les composants sont mélangés
© Duncxl.
T oute reproduction non
autorisée
est un
délit.
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