Histoire de la Terre - Définition
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Introduction
L'histoire de la Terre couvre approximativement 4,6 milliards d'années (4 567 000 000 années), depuis la formation de la Terre à partir de la nébuleuse solaire jusqu'à maintenant.
Origine
L'âge de l'Univers est estimé à approximativement 13.7 milliards d'années. La principale théorie sur la formation de l'Univers est le Big Bang: L'Univers était un point de haute énergie qui est brutalement entré en expansion, se refroidissant. En ralentissant (refroidissement) une partie de cette énergie est devenue de la matière sous forme d'atome de deutérium (hydrogène lourd : 2H), d'hélium 4 et de lithium 7 : c'est la nucléosynthèse primordiale. Des nuages de gaz d'hydrogène se sont concentrés sous l'impulsion de la gravitation, prenant la forme de galaxies et de soleils. Lorsqu'une sphère de gaz atteint une certaine densité, une réaction de fusion nucléaire devient possible, fusionnant deux atomes d'hydrogène pour former de l'hélium. Lorsque le soleil devient plus âgé et que la quantité d'hélium produit augmente, la fusion nucléaire produit des atomes plus lourds : carbone, oxygène, etc. Arrivé à un certain âge, un soleil peut s'effondrer sur lui-même puis exploser en une supernova expulsant la matière qu'il a produite.
Cette matière est à l'origine de la nébuleuse solaire, un nuage de gaz (ou disque d'accrétion) à partir duquel le système solaire s'est formé. Ce dernier était alors un large nuage en rotation, constitué de poussière, de roche et de gaz. Une théorie suggère qu'il y a environ 4,6 milliards d'années, une étoile proche a été détruite dans une supernova et l'explosion a envoyé une onde de choc à travers la nébuleuse solaire, lui faisant gagner un moment angulaire. Au fur et à mesure que le nuage accélérait sa rotation, la gravité et l'inertie l'ont aplati en un disque protoplanétaire orienté perpendiculairement par rapport à son axe de rotation.
L'essentiel de la masse se concentre alors au centre et commence à s'échauffer, mais de petites perturbations dues aux collisions et au moment angulaire d'autres larges débris créent les conditions pour que des protoplanètes puissent commencer à se former. La chute de matériaux, l'augmentation de la vitesse de rotation et la compression liée à la gravité créent une énorme quantité d'énergie cinétique au centre. L'incapacité à transférer cette énergie suffisamment rapidement à l'extérieur occasionne une montée progressive de la température au centre du disque. Finalement, la fusion nucléaire de l'hydrogène avec l'hélium commence, et après contraction, une étoile T Tauri devient notre jeune Soleil. Pendant ce temps, alors que la gravité pousse la matière à se condenser autour des objets précédemment perturbés, les particules de poussière et le reste du disque protoplanétaire commencent à se séparer en anneaux. Des fragments de plus en plus gros entrent en collision les uns avec les autres et deviennent de plus gros objets, ultimement destinés à devenir des protoplanètes. Ceux-ci incluent un groupement situé approximativement à 150 millions de kilomètres du centre : la Terre. Le vent solaire de la nouvelle étoile T Tauri nettoie la plus grande partie du gaz et des poussières du disque, qui ne s'étaient pas déjà condensés en de plus gros corps.
