Comètes − Astéroïdes − Etoiles filantes

Comètes − Astéroïdes − Etoiles filantes −
Météorites
But
Permettre aux élèves de découvrir la nature physique de ces notions par des activités de
recherches.
Test de conceptions
Oralement − graphiquement: qu’est qu’une comète, une étoile filante, une météorite ?
Où les trouve−on ? D’où viennent−elles ? Quelles sont leurs tailles ?
Activités spécifiques
I) Modèle d’une comète
But
Les photographies de comètes ne permettent pas de se faire une idée de la taille de leur queue
comparativement à celle de leur chevelure ou de leur noyau. Cette activité permet aux élèves
de discuter des comètes, d’acquérir le vocabulaire qui leur est associé, et de prendre
conscience des tailles relatives des différentes composantes de ces objets. Finalement, on met
l’accent sur la relation qu’il y a entre les comètes et les étoiles filantes.
Bon à savoir
Une comète est un « iceberg poussiéreux » qui voyage autour du Soleil à des vitesses qui
peuvent être aussi grandes que le million de kilomètres à l’heure. Une comète est non
seulement composée de glace d’eau, mais aussi de gaz gelés comme l’ammoniac et le
méthane.
La plupart des comètes se trouvent toujours à de grandes distances du Soleil et ne sont que
des solides complètement gelés. Cependant, un certain nombre d’entre elles se rapprochent
périodiquement de l’astre du jour. Lorsqu’une de ces comètes approche de l’orbite de Jupiter
(à quelques 800 millions de kilomètres du Soleil) elle commence à sublimer (passer
directement de l’état solide à l’état gazeux) sous l’effet de la chaleur solaire. Un nuage de gaz
et de poussières se forme autour du noyau solide de la comète. Ce nuage est appelé la
chevelure. Sa taille est généralement plus importante que celle de la Terre et peut atteindre
800’000 kilomètres de diamètre. Lorsque la comète atteint l’orbite de Mars (à environ 230
millions de kilomètres du Soleil) les gaz et la poussière de la chevelure sont “soufflés” à
l’opposé de notre étoile par le vent solaire (composé de particules, essentiellement des protons
et des électrons, se déplaçant à des vitesses de l’ordre de 900 km/s). Une longue queue se
forme, qui peut atteindre une longueur de 100 millions de kilomètres.
Matériel
Boules de coton.
Papier crêpe ou ficelle, laine.
Colle.
Papier de couleur.
Punaises.
Procédure
L’échelle utilisée pour cette activité est:
1 cm = 100’000 km.
Les élèves collent du coton, afin d’en faire une boule d’un diamètre d’environ 5 cm (la
chevelure), au centre de la feuille colorée. Ils coupent alors 10 à 15 bandes de papier crêpe
d’une longueur de 4 à 5 m. Ils punaisent la feuille colorée (avec la chevelure) à une extrémité
d’un mur de la classe. Ils rassemblent une des extrémités des bandes de papier crêpe et la
fixent à côté de la chevelure. Ils déploient alors la queue (les bandes de papier) le long du mur
et en fixent l’autre extrémité de façon à rendre le modèle cométaire réaliste (on prendra soin
de faire apparaître des vagues et des nœuds dans la queue). Finalement les élèves identifient
les différentes parties de la comètes et les notent.
Discussion − extension
Quelle serait la taille de la Terre dans ce modèle ? Du système Terre − Lune ?
De quoi est composée la queue d’une comète ?
Que deviennent ces matériaux ?
II) Le mouvement des comètes
But
Visualiser le mouvement d’une comète autour du Soleil, le changement d’orientation de sa
queue, ainsi que son apparition et sa disparition.
Bon à savoir
La même chose que pour l’activité “ Modèle d’une comète”.
Matériel
Les deux feuilles annexées.
Procédure
Les élèves découpent les 18 dessins se trouvant sur les deux pages annexées. Ils les
superposent dans l’ordre (avec l’image 1 au sommet de la pile). Puis ils les font défiler
rapidement pour simuler un mouvement continu. Ils doivent identifier au moins trois
caractéristiques concernant les comètes.
Discussion − Extension
On part des caractéristiques relevées par les élèves et on tente de les expliquer.
Pourquoi la queue n’est pas toujours présente ? Quand apparaît−elle ? Quand disparaît−elle ?
Comment est−elle dirigée par rapport au Soleil ? Pourquoi ?
Est−ce que la comète voyage toujours à la même vitesse ? Si non, quelles sont les
modifications de la vitesse ? Pourquoi ?
Analyse de l’ancien billet de 10 francs (reproduction en annexe). Est−il exact ? Pourquoi ?
III) Le système solaire interne: la place des astéroïdes −
météorites
But
Pour prendre conscience de la place et de l’importance de la Terre par rapport aux astéroïdes
et aux météorites il est important de connaître la configuration du système solaire interne,
incluant les tailles relatives de ses divers composants et des distances qui les séparent. La
plupart des cartes du système solaire montrent les orbites planétaires avec une échelle
différente de celle des planètes elles−mêmes. Les élèves en tirent une fausse impression et ont
de la peine à imaginer la petitesse des planètes comparativement aux distances qui les
séparent et combien la Terre est une cible de petite taille pour les météorites.
Bon à savoir
On pense que la plupart des météorites sont des fragments d’astéroïdes, qui sont eux−mêmes
des petites “planètes” ou des corps de glaces et/ou de roches orbitant autour du Soleil. Le plus
grand astéroïde connu est Cérès (940 km de diamètre). Il est néanmoins beaucoup plus petit
que la Lune (3500 km de diamètre). Cérès fut le premier astéroïde découvert (en 1801) et,
depuis, quelques 6000 autres ont été découverts. Les astéroïdes sont si petits que les
télescopes ne peuvent les voir que comme des points lumineux. Récemment, la sonde
interplanétaire Galileo passa à côté des astéroïdes Gaspra et Ida et nous en envoya des
images. Tout deux sont des corps rocheux, irréguliers, apparement brisés et ayant depuis subi
des impacts.
Grâce à la lumière solaire que les astéroïdes réfléchissent, nous savons que la plupart d’entre
eux sont des mélanges de métaux et de silicates.
La majorité des astéroïdes orbitent dans une “ceinture” comprise entre 2.2 et 3.2 fois la
distance moyenne de la Terre au Soleil (150 millions de km). Leurs orbites sont des ellipses,
qui les amènent plus ou moins proche du Soleil. Seul un petit nombre d’astéroïdes ont des
orbites les amenant proche de la Terre. On pense que ce sont eux qui sont à l’origine de
quelques météorites.
Un astéroïde qui croise l’orbite terrestre peut entrer en collision avec notre planète et y causer
des dommages importants. On connaît aujourd’hui près de 200 de ces objets et on estime que
20 à 40 % d’entre eux entreront en collision avec la Terre dans le prochain million d’années.
Nous ne connaissons pas, à l’heure actuelle, d’astéroïde qui pourrait entrer en collision avec
notre planète dans les 200 prochaines années. Si un tel événement devait survenir nous le
saurions probablement plusieurs années à l’avance et les élèves vont pouvoir constater avec le
modèle du système solaire qui leur est proposer de réaliser que la Terre est réellement une
petite cible. Mais quand il y a un million de projectiles, sur un temps suffisamment long, la
probabilité d’un impact devient très grande.
Pour découvrir de nouveaux astéroïdes les astronomes photographient le ciel nocturne et
recherchent des “étoiles” qui se déplacent par rapport aux étoiles réelles. Une photographie
longue pose, avec une compensation du mouvement de rotation de la Terre, fait apparaître les
étoiles comme des points et les astéroïdes comme des traînées, à cause de leur mouvement
propre important. Pour connaître l’orbite d’un astéroïde il n’est pas nécessaire de le suivre tout
au long de sa révolution autour du Soleil. La connaissance de sa position à quelques instants
différents répartis sur plusieurs semaines, ou mois, est suffisante.
Matériel
A]
Cartons de 60 cm x 60 cm.
Papier à dessin blanc de 60 cm x 60 cm.
Punaises (hautes).
Crayons, stylos.
Ficelle.
Ciseaux.
B]
Carton de 1.2 m x 1.2 m.
Punaises (hautes).
Crayons de couleur.
Ficelle.
Ciseaux.
Règles millimétriques.
Rapporteurs.
Pâte à modeler (jaune).
Procédures
A] Dessiner des cercles et des ellipses.
But: Les élèves vont dessiner des cercles et des ellipses pour illustrer les formes
fondamentales des orbites dans le système solaire. Il vont aussi définir une orbite elliptique à
partir de la connaissance de trois de ses points.
Activité:
On prépare des morceaux de ficelle d’une longueur de 40 cm, que l’on referme en boucles.
On pose le papier à dessin sur les cartons.
1) Les élèves plantent UNE punaise au centre de leur feuille blanche. Il passe la ficelle autour
de la punaise et la tende avec le crayon. En maintenant la ficelle tendue ils tracent la forme
géométrique obtenue en tournant autour de la punaise.
2) Les élèves plantent DEUX punaises, séparées par 10 − 15 cm, dans une nouvelle feuille.
Ils placent la ficelle autour des DEUX punaises et tracent la figure géométrique obtenue en
tournant autour des punaises.
On discute les résultats. On introduit le vocabulaire (rond, cercle, ovale, ellipse). Quels sont
les différences entre les cercles et les ellipses ? Quelle est la forme dessinée lorsque les deux
punaises sont l’une à côté de l’autre ? On fait remarquer que les orbites des astéroïdes sont des
ellipses et non des cercles. Que le Soleil est à la place de l’une des punaises. On rappelle aussi
que les astronomes peuvent reconstituer l’orbite d’un astéroïde à partir de trois de ses points.
Dans l’activité suivante on formera deux groupes (ou plusieurs fois deux groupes). Le
premier va dessiner une ellipse et le second va travailler comme les astronomes. Il va tenter
de reconstruire l’ellipse originale à partir de trois de ses points.
3) Le groupe I dessine une ellipse (cf point 2). Il enlève les deux punaises et superpose au
dessin une seconde feuille de papier. Sur cette seconde feuille il “décalque” trois points sur
l’orbite, ainsi que la position de l’une des punaises, ce sera le Soleil. Cette seconde feuille est
donnée au groupe II, le groupe des “astronomes”. Ce deuxième groupe doit trouver une
position pour la seconde punaise qui permette de dessiner une ellipse passant par les trois
points connus (à condition que le groupe II utilise une ficelle de même longueur que le
groupe I, sinon le groupe II doit AUSSI déterminer la longueur de la ficelle). Une fois le
travail réalisé, on compare le résultat avec l’ellipse originale.
Discussion: Comment décrire une ellipse ? Qu’est−ce qui est important à savoir si on veut
pouvoir dessiner une ellipse identique à un modèle ? Que devrait−on savoir de plus si l’ellipse
flotte dans l’air, avec une orientation quelconque ?
B] Modèle du système solaire interne
But: Les élèves vont apprendre comment les météorites et les astéroïdes voyagent de la
ceinture des astéroïdes jusqu’à la Terre. On met ici l’accent sur la construction d’un modèle à
l’échelle du système solaire interne (du Soleil à la ceinture d’astéroïdes), incluant un certain
nombre d’astéroïdes qui pourraient éventuellement percuter un jour la Terre. A l’échelle du
modèle le système solaire interne tient sur un carton de 1.2 m x 1.2 m et la Terre est juste
assez grande pour être visible.
Activité:
On marque le centre du grand carton: ce sera la position du Soleil. On dessine un cercle de
1.8 − 2 mm autour de ce point: c’est la taille du Soleil à l’échelle. On tire un trait léger depuis
le centre du Soleil jusqu’à un bord du carton (cette ligne permettra d’orienter les axes
principaux des orbites).
Une boucle de ficelle est nécessaire pour chaque orbite. On utilise les longueurs de ficelles
données dans la Table 1 (2e colonne. Il s’agit de la circonférence de la boucle).
Table 1
ORBITE DE
LONGUEUR
DE LA
FICELLE
NOMBRE DE
PUNAISES
DISTANCE
SOLEIL – 2E
PUNAISE
ANGLE
SOLEIL − 2E
PUNAISE
Mercure
18 cm
2
3.1 cm
270°
Vénus
27 cm
1
−−
−−
Terre
39 cm
1
−−
−−
Mars
64 cm
2
5.6 cm
45°
Bord interne de
la ceinture
d’astéroïdes
84 cm
1
−−
−−
Bord externe de
la ceinture
d’astéroïdes
122 cm
1
−−
−−
Cérès
114 cm
2
8.4 cm
78°
1983RD
118 cm
2
39 cm
173°
Icarus
85 cm
2
38 cm
330°
Les élèves dessinent les différentes orbites selon la technique présentée dans la partie A].
Pour dessiner l’orbite de la Lune il faut choisir un point de l’orbite terrestre et décider que
c’est la position de la Terre. Autour de ce point on dessine un cercle d’un diamètre de 5 mm
de rayon qui représente l’orbite de la Lune.
Les élèves complètent le modèle en y ajoutant les planètes et les astéroïdes (!) à la même
échelle. Les tailles réelles des divers corps, ainsi que leurs tailles à l’échelle sont données dans
la Table 2.
Table 2
ASTRE DIAMÈTRE RÉEL
DIAMÈTRE À L’ÉCHELLE DU
MODÈLE
Soleil
1’400’000 km
1.8 mm
Mercure
4880 km
1/150 mm
Vénus
12’100 km
~1/50 mm
Terre
12’800 km
~1/50 mm
Lune
3480 km
1/200 mm
Mars
6800 km
~1/100 mm
Cérès
940 km
~1/1000 mm
1983RD
0.8 km
~1x10−6 mm
Iacrus
0.9 km
~1x10−6 mm
La Terre et Vénus sont quasiment invisibles à cette échelle. La Lune, Mercure, Mars et les
astéroïdes le sont complètement.
Discussion
Encourager les échanges d’idées sur les tailles et les distances dans le système solaire lors de
la construction du modèle.
Arriver à la constatation que le système solaire est essentiellement vide et que la Terre est
une toute petite cible se déplaçant autour du Soleil. Elle n’est pas fréquemment frappée par
des astéroïdes ou des météorites importantes.
IV) La recherche des météorites
But
Les élèves modélisent des impacts de météorites. Ils pourront alors déterminer quels sont les
terrains propices à la recherche des fragments de ces objets.
Bon à savoir
La recherche des météorites sur Terre est un travail difficile car la plupart de ces objets ne se
distinguent que peu des roches terrestres pour un œil non averti. Même les spécialistes
peuvent être confronté à de grandes difficultés.
Dans la plupart des cas les météorites se fragmentent en de nombreux morceaux lors de leur
traversée de l’atmosphère et/ou lors de l’impact. Ces petits fragments sont évidemment plus
difficiles à retrouver que les gros. Les météorites sont rarement retrouvées en forêt ou dans
des champs, car elles sont alors souvent enterrées ou simplement difficilement repérables.
Dans les régions rocailleuses elles sont aussi difficiles à découvrir car elles ne se distinguent
pas aisément des roches terrestres. Elles sont en effet de couleur noire mat, grise ou blanche.
Les météorites ferreuses sont une exception. En général une analyse chimique est nécessaire
pour distinguer une météorite d’une roche terrestre.
Dans l’activité proposée les élèves vont découvrir que les bons endroits pour découvrir des
météorites sont des surfaces qui ne présentent pas de roches similaires, qui sont planes, qui
ont une couleur contrastante avec celle des météorites et qui ne sont pas recouverte d’une
végétation importante. Ces conditions sont le mieux remplies sur Terre en Antartique où, de
fait, des milliers de météorites ont été découvertes depuis 1969. Nombre de ces objets ont
aussi été retrouvés dans les déserts, en particulier dans le Sahara et dans le sud de l’Australie
où il y a de grandes étendues plates avec peu de roches.
Matériel
Ballons à gonfler.
½ tasse de farine par ballon.
10 – 20 petits cailloux (le gravier d’aquarium est idéal) par ballon.
Procédure
Par groupe, les élèves choisissent 3−4 lieux dont la surface est de nature différente. Ces lieux
seront les cibles pour les impacts de ballons remplis d’eau, de farine et de cailloux. Les élèves
décrivent chacun des lieux. Ils font des prédictions sur le nombre de cailloux qu’ils seront
capable de retrouver après les impacts pour chacun des lieux.
Les élèves remplissent les ballons avec ½ tasse de farine. Ils rajoutent les cailloux, qu’ils
comptent précisément. Juste avant le lancer ils remplissent les ballons au ¾ d’eau.
On procède alors au lancement des ballons dans les lieux prédéfinis. On note les paramètres
du lancement (angle, hauteur, force, etc.).
Les élèves analysent alors les éjecta résultant de l’impact : dessin de ce qu’ils voient, récolte
des cailloux.
Exemple d’informations pertinentes pouvant apparaître dans le “ rapport ” des élèves :
Nature du terrain – Prédiction de la difficulté à retrouver les cailloux – Nombre de cailloux
dans le ballon (éventuellement des cailloux de différentes couleurs, spécifier alors les
différents nombres) – Caractéristiques du lancer − Nombre de cailloux retrouvés – Taux de
détection – Explication.
Discussion
A partir de vos données, quels sont les surfaces favorables pour une recherche de météorites ?
Pourquoi ?
Est−ce en accord avec vos prédictions ?
Quel pourrait être le lieu, sur Terre, le plus propice à la recherche des météorites. Pourquoi ?
Qu’est−ce qui affecte la distribution des éjecta d’un impact ? La surface du terrain ? L’angle
d’incidence de l’impact ?
V) Modélisation de cratères d’impacts
But
Les élèves vont créer des cratères d’impacts afin de mieux les comprendre. Ils pourront
analyser la cause des diverses caractéristiques d’un cratère, comme la “couronne” de
montagnes l’encerclant, ou les éjecta radiaux apparaissant sur les cratères les plus importants.
Les élèves modifieront les conditions qui influencent la taille et l’apparence des cratères. Ils
établiront la relation qu’il existe entre la taille des cratères et la taille du projectile, ainsi que
sa vitesse.
Bon à savoir
Les cratères font partie des caractéristiques les plus fascinantes d’un grand nombre de corps
du système solaire. Ils sont formés lors de l’impact de fragments d’astéroïdes ou de comètes à
la surface de ces corps. On trouve des cratères sur toutes les planètes telluriques, sur la Lune
et sur la plupart des satellites planétaires.
Diverses indications géologiques, et l’analyse des roches lunaires récoltées lors des missions
Apollo, montrent qu’il y a 3.9 milliards d’années des corps de la taille d’un astéroïde actuel
étaient extrêmement nombreux dans le système solaire. C’était donc l’époque d’un
bombardement intense des jeunes planètes, dont la Terre. Cette dernière a vu sa croûte se
briser et se modifier partiellement sous l’effet de ces impacts. Depuis lors, l’activité
tectonique, les phénomènes atmosphériques et l’érosion ont en grande partie effacé les traces
de cette période de bombardements. Par contre la Lune, non active géologiquement et ne
possédant pas d’atmosphère, conserve les “séquelles” de ces temps anciens.
Les cratères d’impacts sont formés par le transfert d’énergie d’un corps en mouvement, la
météorite, à un corps au repos, la planète (en considérant le phénomène depuis la planète).
L’énergie cinétique est l’énergie du mouvement. Elle est proportionnelle à la masse du corps
et au carré de sa vitesse. Comme les objets (météorites) se déplacent à de très grandes vitesses
dans l’espace, leur énergie est colossale. Lors d’un impact cette énergie cinétique est
transformée en chaleur, qui fond les roches, et en énergie qui pulvérise et creuse le sol.
Une modélisation simple de cette transformation d’énergie peut être réalisée en créant des
cratères dans des matériaux pulvérulents. C’est le but de l’activité qui va suivre.
Matériel
Plats à gratins métalliques.
Farine en quantité.
Poudre de chocolat.
Cailloux de tailles différentes (petits: 0.5 cm − moyens: 2 cm − grands: 4 cm).
Vieux journaux.
Cuillères.
Passoire.
Procédure
On rempli les plats à gratins avec une couche de farine d’une épaisseur d’environ 10 cm. Les
plats sont disposés sur les vieux journaux. Pour chaque plat on dispose de trois cailloux (petit
− moyen − grand) et d’un gobelet contenant de la poudre de chocolat (rempli au tiers). On
saupoudre le chocolat en une fine couche homogène sur la farine.
Les élèves prédisent le résultat de l’impact (descriptions − dessins) d’un caillou lâché (et non
lancé) dans le plat.
Les élèves découvrent librement l’activité, puis on les amène à observer les cratères, à les
décrire (dessins) et à comprendre ce qui peut modifier leur aspect.
L’activité peut alors est plus dirigée: on va maintenant conduire des expériences afin de savoir
comment la taille du caillou, et sa vitesse, affectent les caractéristiques d’un cratère.
Expérience 1: Taille de la météorite. Comment la taille du caillou influence le cratère ?
Les élèves lâchent trois fois chaque caillou (de la même hauteur) et mesurent le diamètre du
cratère. Qu’en concluent−ils ?
Expérience 2: Vitesse de la météorite. Comment la vitesse du caillou influence le cratère ?
Les élèves lâchent UN caillou, de trois hauteurs différentes. Ils répètent trois fois chaque
lancer et mesurent le diamètre des cratères ainsi créés.
Discussion
Est−ce que la taille du caillou est en relation avec la taille du cratère ?
Et la vitesse ?
On compare la structure des cratères créés avec des cratères réels (photographies de la Lune).
On en identifie les différentes parties.
Extension
On discute du pic central observé dans certains cratères lunaires. Comment est−il formé ?
Expérience: lâcher d’une goutte d’eau dans un récipient transparent rempli d’eau.
Observations: le “cratère” initial, puis le pic central.
Dans le cas de la Lune, le pic central est formé par la liquéfaction du sol sous l’effet de la
chaleur de l’impact.
VI) A la découverte du cratère de l’impact ayant causé la
disparition des dinosaures
But
Les élèves lisent quelques informations sur la disparition de nombreuses espèces, dont les
dinosaures. Ils y apprennent que l’impact d’un astéroïde a été identifié comme étant la cause
de l’extinction de si nombreux êtres vivants. Cependant, la localisation du cratère associé à
cet impact n’a pas été évidente. Tout comme les scientifiques, les élèves vont se poser la
question “Où est le cratère ?” Ils vont construire des critères d’évaluation des cratères
candidats à partir des informations qu’il auront lu et tenteront d’identifier le bon.
Informations
La disparition des dinosaures fait partie d’une très grande extinction des espèces: trois quarts
des êtres vivants sur Terre, et plus particulièrement ceux vivant hors de l’eau ou dans des
eaux peu profondes, ont été tués à cette époque. La plupart des scientifiques sont aujourd’hui
convaincu que la cause de cette disparition massive est l’impact d’une grosse météorite avec
notre planète.
Cet événement s’est déroulé il y a 65 millions d’années. Ce changement majeur dans l’histoire
de la vie sur Terre marque la fin de la période du Crétacé et le début de celle du Tertiaire. On
désignera par la suite cette période de transition par l’acronyme CT. En de nombreux lieux
sur Terre on constate qu’en dessous de la couche de roches datant de la limite CT il y a
beaucoup de fossiles d’animaux du Crétacé, alors qu’au−dessus de cette couche il n’y a plus
de fossiles. La couche du CT est l’indication d’une catastrophe écologique globale,
l’extinction des trois quarts des formes de vie sur Terre.
Un des scénario permettant d’expliquer l’extinction du CT est celui de l’impact d’une
météorite. En 1980, des scientifiques ont décidé de tester cette idée. Si une météorite est à
l’origine de la catastrophe, alors la couche géologique datant de cette époque DOIT contenir
du matériel météoritique. L’élément appelé iridium pourrait être un bon indicateur de ce type
de matériel. En effet, l’iridium est un métal rare sur Terre mais beaucoup plus abondant dans
la plupart des météorites: environ 5000 fois plus abondant que dans les roches terrestres. Les
scientifiques ont analysé des échantillons de la couche géologique datant du CT et ils ont
trouvé qu’elle contenait jusqu’à 400 fois plus d’iridium que les roches voisines ! Ce résultat
prouve qu’une grande météorite percutât la Terre à l’époque du CT. Un objet d’un diamètre
de 10 km expliquerait la présence de la totalité de l’iridium présent dans la couche géologique
du CT, sur toute la surface de la Terre.
Mais cette preuve laisse des questions sans réponses. Comment un impact peut−il causer une
extinction massive sur toute la surface de la Terre ? Et où se trouve le cratère ?
Comment un impact peut−il créer une catastrophe écologique majeure ? Tout ce qui se
trouvait au lieu de l’impact a été vaporisé et l’onde de choc générée a tué toute forme de vie
sur plusieurs centaines de kilomètres à la ronde. Des tremblements de terre, des raz de marée
et des ouragans ont certainement contribuer à la mort de nombreux animaux. Mais comment
les effets ont−ils pu être globaux ? Ils l’ont été puisque la couche géologique du CT se
retrouve sur toute la surface de notre planète. Cette couche était originellement de la
poussière due à l’impact, qui s’est répandue dans toute l’atmosphère terrestre et qui s’est
ensuite déposée sur le sol. De plus, cette couche est riche en suie ce qui suggère que l’impact
fut suivi par de gigantesques incendies sur une grande partie du globe. La poussière et la suie
ont caché le Soleil pour des mois et les températures ont chuté sur Terre de 20 à 30 degrés.
Seuls les animaux et les graines les plus résistants ont pu survivre jusqu’au retour de
conditions de vie plus clémentes.
Et où l’impact a−t−il eu lieu ? Une météorite de 10 km de diamètre a forcément créé un
cratère quelque part à la surface de la Terre. A nouveau, la couche géologique du CT contient
des preuves d’un tel impact sous la forme de grains de quartz choqués. Comme le quartz est
un minéral très rare dans les bassins océaniques, l’impact a dû se produire probablement sur
un continent ou en bordure d’un continent. Mais où exactement ? A vous de trouver le bon
cratère !
Procédure
Les élèves prennent connaissance des informations présentées ci−dessus.
On discute des critères utiles pour l’identification du cratère du CT. On tente de se focaliser
sur les catégories de critères suivantes: forme − taille − âge − composition de la cible.
On divise la classe en plusieurs groupes.
On distribue à ces groupes une, ou plusieurs, liste de cratères suspects. Chaque groupe doit
alors assigner à chaque cratère la mention probable, possible, ou improbable pour le
caractériser comme candidat à la catastrophe du CT.
Les groupes présentent leurs résultats à la classe et les justifient.
La classe complète se met d’accord sur une classification de tous les cratères, du plus
probable au peut−être.
Listes des cratères suspects
A)
Acraman
Le lac Acraman est un lac de sel desséché situé au sud de l’Australie (32° S, 135.5° E) d’un
diamètre d’environ 20 km. Il est entouré par deux grandes structures circulaires à peine
visibles depuis les airs, ou sur des images prises par la navette spatiale. La plus grande de ces
structures à un diamètre de 160 km. Les roches de la région sont déformées et une ceinture de
roches brisées et fondues est présente à 300 km à l’est d’Acraman. Ces roches se sont formées
il y a environ 600 millions d’années, ce qui pourrait bien être l’âge de la structure d’Acraman.
La structure de Manson
Cette structure, enterrée sous la surface de l’état de l’Iowa aux États−Unis (42.5° N, 94.5°
W), n’est détectable que par des moyens géophysiques (profils sismiques). C’est un anneau
circulaire de roches granitiques, d’un diamètre de 35 km, enfoui sous des dizaines de mètres
d’autres roches qui ont apparemment recouvert l’anneau. Les roches de la structure de
Manson sont fortement brisées. Elles ont été soumises à de grandes pressions (choc) et ont été
fondues. L’âge de la structure est d’environ 65 millions d’années.
Valle Grande
Il s’agit d’un bassin circulaire de 22 kilomètres de diamètre, dans les montagnes du centre de
l’état du Nouveau Mexique (États−Unis) à 36° N, 106.5° W. Le bord de ce bassin est un
escarpement abrupt et les terrains alentours s’en éloignent en pente. Les roches formant le
mur du bassin sont brisées et complètement mélangées. Au centre du bassin se trouve un pic,
entouré d’un anneau de pics plus petits. Toutes ces roches sont d’origine volcanique et ont
moins de 2 millions d’années.
Elgygytgyn
Elgygytgyn est un lac circulaire situé dans l’extême−est sibérien: 67.5° N, 172° E. Autour de
la couronne légèrement surélevée d’Elgygytgyn se trouve un anneau de roches brisées et
partiellement fondues. Plus loin se trouve un “halo” de roches fracturées et fortement
choquées. Il n’y a pas de volcans, ou de roches volcaniques récentes, dans la région. Le
cratère s’est formé il y a 3.5 millions d’années.
B)
Lac Crater
Le lac Crater est un bassin circulaire de 8 km de diamètre, au sommet d’une montagne de
2400 m d’altitude dans l’état d’Oregon (États−Unis) à 49° N, 122° W. Le bord du bassin est
escarpé et la montagne descend en pente depuis son sommet, de tous les côtés. Ce bassin est
rempli d’eau et un pic forme une île en son centre. Le lac Crater s’est formé il y a 6000 ans.
Cratère Elegante
Cette dépression circulaire, d’environ un kilomètre de diamètre, se situe au nord−ouest du
Mexique à 30° N, 115° W. Le cratère à des bords relevés et le terrain alentour en descends en
pente douce de tous côtés sur environ un kilomètre. Il se trouve sur les flancs d’un grand
volcan, le Cerro Pinacate, qui est lui−même entouré de nombreux cônes de cendres et de
coulées de laves.
Structure de Chicxulub
Cette structure circulaire rocheuse se trouve sous la péninsule du Yucatan, au Mexique. Elle
est constituée d’anneaux concentriques centrés sur les coordonnées 23° N, 90° W. Le plus
grands des anneaux mesure 300 kilomètres de diamètre. Chicxulub est enfouie sous une
épaisse couche de calcaire et a été cartographiée par des méthodes géophysiques (profils
sismiques et gravimétriques). On y trouve des minéraux et des laves fracassées, ou qui ont été
soumises à de très grandes pressions. A la surface du sol cette structure n’est visible que
comme une série de puits disposés sur un des anneaux concentriques. Chicxulub s’est formée
il y a 65 millions d’années.
Vredefort
L’anneau de Vredefort apparaît comme une série de crêtes rocheuses circulaires concentriques
en Afrique du Sud, 27° N, 27.5° E. L’anneau le plus externe a un diamètre de 140 km. Il est
partiellement recouvert de roches plus jeunes. Vredefort ne ressemble plus à un cratère
aujourd’hui, mais on pense qu’il s’agit d’un cratère érodé. Il s’est formé il y a 2 millions
d’années.
C)
Kamensk
Le cratère de Kamensk est le résultat d’un impact dans la partie sud du centre de la Russie
(48° N, 40° E). Il s’est formé il y a 65 millions d’années et mesure 35 km de diamètre.
Charlevoix
Il s’agit d’une vallée semi−circulaire le long du St−Laurent, dans le sud du Québec (47.5° N,
70° W). Si la structure a été une fois circulaire, sa partie sud est maintenant située sous le
fleuve. On trouve, à l’extérieur de la vallée, une série de collines qui délimitent une structure
de 46 km de diamètre. Les roches de la région ont été fortement déformées. Au centre de la
vallée semi−circulaire se trouve un pic central, composé de roches brisées et fondues. L’âge
de ces roches fondues est de 357 millions d’années.
Islande
Cette île, approximativement circulaire, est située dans l’Atlantique Nord à 65° N, 20° W.
Elle se trouve au milieu de la dorsale atlantique, qui est une région volcanique active. L’île a
un diamètre d’environ 400 km et est volcaniquement active. On pense que l’Islande a un âge
de 20 millions d’années.
Lac Toba
Ce lac est situé dans un bassin allongé de l’île de Sumatra, en Indonésie (3° N, 99° E). Les
terrains descendent doucement des bords externes de ce bassin de 55 km de diamètre. Les
cendres volcaniques avoisinantes ont été datées de 75’000 ans.
D)
Lac Baïkal
Ce magnifique lac allongé se situe dans la partie sud−est de la Russie à 52° N, 107° E. Il
s’agit de la dépression continentale la plus importante connue à la surface de la Terre, avec
une profondeur totale d’eau et de sédiments de 9 km. Ce lac mesure 650 km de long et 8 km
de large. Les sédiments les plus anciens de la région datent de 25 millions d’années.
Sudbury
Cette structure est une région elliptique, composée de roches éruptives et de sédiments, dans
le sud de l’Ontario (Canada) à 46.5° N, 81° W. On pense que Sudburry est un cratère
d’impact à cause de la présence de roches qui présentent les caractéristiques typiques d’un
choc violent. Aujourd’hui cette structure mesure 140 km par 50 km, mais a pu avoir un
diamètre de 200 km lorsqu’elle s’est formée il y 1.85 milliards d’années.
Traps du Deccan
Cette structure, située à 20° N, 75° E, recouvre une grande partie du centre−ouest de l’Inde.
Il y a quelque 65 millions d’années, d’énormes coulées de laves ont formé cette épaisse
structure, approximativement circulaire, d’une surface d’environ 520’000 kilomètres carré.
Cratère Barringer (Meteor Crater)
Ce cratère est un trou circulaire dans le sol du nord de l’Arizona, à 35° N, 111° W., d’un
diamètre de 1.2 km. Plusieurs morceaux de météorites ferreuses ont été dispersées autour de
ce cratère. On estime qu’il s’est formé il y a 49’000 ans.
Caractéristiques géographiques (pour l’enseignant) : tableau à la page suivante.
CRATÈRES
ORIGINE
FORME
LOCALISATION
TAILLE
(DIAMÈTRE)
COMPOSITION
DU SOL DE LA
RÉGION
AGE (ANNÉES)
Acraman
Australie
Impact
Hexagonal/Ci
rculaire
160 km
Roches
continentales
600 mio
Manson
USA
Impact
Circulaire
35 km
Roches
continentales
65 mio
Valle Grande
USA
Volcanique
Circulaire
22 km
Roches
volcaniques
2 mio
Elgygytgyn
Russie
Impact
Circulaire
?
Roches
continentales
3.5 mio
Lac Crater
USA
Volcanique
Circulaire
8 km
Roches
volcaniques
6000
Cratère
Elegante
Mexique
Volcanique
Circulaire
1 km
Roches
volcaniques
récent
Chicxulub
Mexique
Impact
Circulaire
avec des
anneaux
concentriques
300 km
Roches
continentales
65 mio
Vredefort
Afrique du
Sud
Impact
Circulaire
avec des
anneaux
concentriques
140 km
Roches
continentales
2 milliards
Kamensk
Russie
Impact
?
35 km
Roches
continentales
65 mio
Charlevoix
Canada
Impact
Semi−
circulaire
46 km
Roches
continentales
357 mio
Islande
Volcanique
Circulaire
400 km (plus
grande sur le
fond
océanique)
Volcanisme
océanique
20 mio
Lac Toba
Indonésie
Volcanique
Allongée
50
Roches
volcaniques
75’000
Lac Baïkal
Russie
Mouvements
tectoniques
Allongée
650 x 8 km
Roches
continentales
25 mio
Sudbury
Canada
Impact
Elliptique
200 km max
Roches
1.85 milliards
continentales
Traps du
Deccan
Indes
Volcanique
Presque
circulaire
520’000 km
carré
Roches
volcaniques
65 mio
Cratère
Barringer
USA
Impact
Circulaire
1.2 km
Roches
continentales
49’000
Le cratère probable est Chicxulub. Les choix possibles sont Manson, Kamensk et les Traps
du Deccan (expliquer la relation possible entre Chixculub et les traps du Deccan, illustrer
avec les photos du bassin Caloris sur Mercure et de la zone aux antipodes de ce bassin).
Extensions
Situer les différents cratères sur un atlas géographique.
Trouver sur Internet des photos pour chacune de ces structures, afin de constituer un dossier.