L'âge de la Terre et datation ?

Variation de la durée du jour
Mesures de la variation de la durée du jour de 1984 à 1991. L'axe des ordonnées donne, exprimé en millisecondes, l'écart par rapport à 86 400 secondes (document S.I.R.T.).







Variation séculaire de la durée du jour
Variation séculaire de la durée du jour de 1800 à 1990. L'axe des ordonnées donne, exprimé en millisecondes, l'écart par rapport à 86 400 secondes.




Cette bibliographie comporte des ouvrages de caractère historique.
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Mesure de la rotation de la Terre

Mesurer la rotation de la Terre revient à déterminer, en fonction du temps, les variations de l'orientation d'un repère de référence lié à la Terre et défini par la position d'un certain nombre de stations d'observation par rapport à un système de référence céleste fixe [cf. ASTROMÉTRIE ET ASTRONOMIE FONDAMENTALE] . La méthode la plus précise est la radio-interférométrie à longue base (V.L.B.I.), qui permet de relier la base de l'interféromètre aux directions de radiosources extragalactiques (quasars) représentant le repère céleste. Mais le système céleste peut aussi être défini d'une façon dynamique par le mouvement de corps hors de la Terre. Ainsi, les observations de distances de réflecteurs déposés sur la Lune ou de satellites artificiels munis de rétroréflecteurs permettent aussi de positionner le système terrestre dans l'espace. Enfin, des méthodes radioélectriques satellitaires, plus indirectes, utilisant la réception de signaux émis par des satellites de navigation (systèmes Transit, G.P.S.), sont traitées de façon à fournir également des informations sur l'orientation de la Terre. En combinant les résultats donnés par ces diverses techniques, le Service international de la rotation terrestre (S.I.R.T., en anglais I.E.R.S., pour International Earth Rotation Service) obtient et publie régulièrement les paramètres de la rotation de la Terre, avec une précision de l'ordre de 0,000 08 seconde, soit un gain d'un facteur de 50 à 100 par rapport aux anciennes techniques astronomiques désormais abandonnées.

Mouvement du pôle

L'axe de rotation de la Terre par rapport à la croûte terrestre n'est pas non plus fixe, mais se déplace à l'intérieur d'un carré de 20 mètres de côté. La précision avec laquelle la position du pôle est déterminée est de l'ordre de 0,000 3J pour cinq jours d'observation. Ce mouvement admet deux périodes principales : une période annuelle, d'origine météorologique, et la période de Chandler, due à l'interaction des forces d'attraction luni-solaires avec les structures superficielle et interne de la Terre. Il s'y ajoute des irrégularités d'amplitude plus faible.







Mouvement des pôles
Mesures du mouvement du pôle de 1984 à la fin de 1990. Sur le terrain, 0,1 représente 3,1 m (document S. I. R. T.).





Rotation de la Terre

La rotation de la Terre proprement dite n'est pas uniforme. Elle présente des irrégularités d'origines différentes. Certaines sont périodiques et sont interprétées par l'effet de mouvements atmosphériques à caractère saisonnier. D'autres sont attribuées aux vents stratosphériques zonaux, dont le régime change tous les deux ou trois ans. D'autres encore, très irréguliers et à variation rapide, sont dues aux vents et aux variations de pression atmosphérique diversement répartis sur le globe. Les marées terrestres et océaniques [cf. MARÉES] produisent également des variations périodiques, notamment semi-annuelles, mensuelles et à très courtes périodes. Certains mouvements internes dans le manteau terrestre ont aussi un effet sur la rotation de la Terre. Il y a probablement d'autres effets, plus petits, qui n'ont pas encore été repérés ou analysés. Enfin, il y a un ralentissement général de la rotation dû à l'interaction entre la Terre et la Lune qui produit les marées [cf. MARÉES] . L'énergie provenant de ce ralentissement de la Terre est dissipée en partie par le frottement des ondes de marées dans les mers peu profondes, en partie par un transfert vers la Lune, qui s'éloigne lentement de la Terre en absorbant une énergie de 2,7 . 1012 watts. La réalité de cette décélération a été confirmée par des observations paléontologiques : certains coraux fossiles présentent des anneaux de croissance journalière dont la dimension est modulée par l'ensoleillement. On a pu ainsi montrer que la durée du jour était de 21 heures il y a 500 millions d'années.

En effet, un ralentissement de la rotation provoque un allongement de la durée du jour. On retrouve, mélangés, les principaux effets décrits ci-dessus, notamment une structure récurrente annuelle due aux marées et aux effets climatiques saisonniers. La tendance moyenne d'allongement de la durée du jour représente le ralentissement de la rotation de la Terre. Mais cet effet n'est pas régulier. Il y a de forts échanges de moment cinétique entre les diverses structures de l'intérieur de la Terre, si bien que ce ralentissement est tantôt absorbé et même inversé par les mouvements internes, tantôt accéléré.

Jean KOVALEVSKY

5. Mouvements de la Terre


Le mouvement de la Terre se décompose en deux parties : sa rotation autour de son centre de masse et le mouvement de ce dernier. Chacune de ces deux parties peut à son tour se décomposer en plusieurs composantes de propriétés différentes. Ainsi le mouvement de rotation de la Terre comprend-il la rotation autour de son axe instantané de rotation et le mouvement de cet axe, qu'on repère soit dans l'espace [cf. PRÉCESSION ET NUTATION] , soit par rapport à la croûte terrestre (cf. infra, Mouvement du pôle). De même, le mouvement de son centre de masse est la résultante du mouvement autour du Soleil et du mouvement du Soleil dans la Galaxie (cf. laGALAXIE).

Parmi ces mouvements, la rotation autour de son axe est celui qui gouverne l'alternance des jours et des nuits. Il a longtemps été utilisé pour la mesure du temps et demeure lié à sa définition pratique, qui est le temps universel coordonné. Le mouvement autour du Soleil est celui qui produit la succession des saisons ; il fut, pendant quelques années, utilisé pour définir l'échelle de temps dynamique (temps des éphémérides).

Enfin, l'observation de tous les astres (et des sondes spatiales) s'effectuant à partir de la Terre, la connaissance des mouvements de notre planète est essentielle pour interpréter leurs positions apparentes. Il en résulte que l'étude des mouvements de la Terre a de très nombreuses applications pratiques et théoriques.

Mouvement de la Terre autour du Soleil

La Terre tourne autour du Soleil en se déplaçant approximativement sur une ellipse d'excentricité 0,016 73 et de demi-grand axe 149 598 600 kilomètres, qui est, par définition l'unité astronomique de distance. Le plan de cette ellipse est celui de l'écliptique. Vers le 2 janvier, la Terre est le plus près du Soleil (périhélie) à une distance de 147 100 000 kilomètres, tandis que, vers le 2 juillet, elle se trouve à son aphélie, à une distance de 152 100 000 kilomètres environ.
Le mouvement exact est calculé par les méthodes de la mécanique céleste [cf. MÉCANIQUE CÉLESTE] . La longitude l du Soleil, comptée sur l'écliptique à partir de l'équinoxe J.2000, est donnée par :

où t est compté en siècles de 36 525 jours à compter du 1er janvier 2000 à 12 heures, où E est l'équation du centre décrivant l'ellipticité de l'orbite terrestre d'après les lois de Kepler [cf. KEPLER (J.)] , où enfin S Per est une somme de termes périodiques. On a :

où M est l'anomalie moyenne (cf. MÉCANIQUE CÉLESTE, chap. 1) de la Terre sur son orbite.
Les débuts des saisons sont définis par les instants pour lesquels l prend les valeurs 00, 900, 1800 et 2700. Leur durée est :

Les variations de l'ascension droite a du Soleil sont soumises à une irrégularité supplémentaire R, appelée réduction à l'équateur, et due à l'inclinaison de l'écliptique sur l'équateur. On a :

où S´ Per est une somme de petits termes périodiques, et :


Rotation de la Terre

La Terre tourne autour de son axe de rotation en 23 h 56 min 4,09 s. L'axe de rotation n'est pas fixe ; son mouvement dans l'espace est la précession [cf. PRÉCESSION ET NUTATION] . Ses déplacements par rapport à la Terre constituent le mouvement des pôles (cf. infra, Mouvement du pôle). On repère cette rotation par rapport à l'équinoxe (point g), et l'angle horaire du point g en un lieu donné est le temps sidéral local, qui est donc l'angle formé par le méridien local avec le plan fondamental contenant l'axe de rotation et l'équinoxe.
Le temps sidéral Ts proprement dit est le temps sidéral local du méridien international, origine des longitudes sur la Terre et improprement appelé encore méridien de Greenwich. Si L est la longitude géographique d'un lieu, comptée positivement vers l'ouest, le temps sidéral est donné par la relation :

où, Tl est le temps sidéral local du lieu considéré.
Toutefois, malgré son nom, le temps sidéral n'est pas un temps ; c'est, en fait, un angle fondamental en astronomie de position. Pour les besoins pratiques, on se réfère à la direction du Soleil et non à celle de l'équinoxe. On définit ainsi le temps solaire local vrai qui est l'angle horaire du centre du Soleil, exprimé en heures, minutes et secondes (3600 = 24 heures). On a :

où a est l'ascension droite du Soleil donnée par (3).

Le temps solaire vrai de Greenwich admet une définition analogue, et l'on a :


Ce temps n'est pas uniforme. Il comprend toutes les irrégularités du mouvement apparent du Soleil en ascension droite. On appelle temps astronomique moyen le temps solaire vrai corrigé de toutes ses parties périodiques DE :

DE, appelée équation du temps, contient les quantités E et R (formules 2 et 4) et les autres irrégularités de a. La fonction DE est utilisée pour dessiner la courbe correctrice d'un cadran solaire dont le stylet donne le temps solaire local vrai.







Variation de l'équation du temps au cours de l'année
Variations de l'équation du temps utriE au cours de l'année.




Le temps moyen vaut 0 heure lorsque le Soleil passe au méridien, c'est-à-dire à midi. Pour se conformer à l'usage, et lorsque la rotation de la Terre servait d'étalon de mesure du temps, on avait introduit le temps universel (T.U.), temps moyen de Greenwich augmenté de 12 heures et à la place duquel l'abréviation erronée de G.M.T. (Greenwich Mean Time) est encore parfois employée. Actuellement, alors que la seconde du système international d'unités est fondée sur la fréquence d'une transition de l'atome de césium et que l'échelle de temps est le T.A.I. (temps atomique international, cf. TEMPS), on utilise le temps universel coordonné (U.T.C. selon l'abréviation anglaise admise) construit de la manière suivante :

- la fonction de seconde est celle qui est donné par le T.A.I. ;

- les nombres entiers de secondes et, par suite, de jours, heures et minutes sont les valeurs choisies de telle façon que la différence T.U.-U.T.C. soit toujours, en valeur absolue, inférieure à 0,9 s. La dérive du T.U. par rapport au temps atomique est rattrapée par l'addition éventuelle d'une seconde supplémentaire le 31 décembre à 24 heures ou le 30 juin à 24 heures.
Le temps civil diffère du temps universel coordonné U.T.C. d'un nombre entier d'heures selon des règles définies par la loi dans chaque pays et qui peuvent changer suivant la saison (heures d'été). Il ne suit que très approximativement le système théorique des fuseaux horaires, selon lequel la différence entre le temps civil et le temps universel est la même dans un fuseau qui est compris entre les longitudes (150 . N + 70 30´ et 150 . N - 70 30´ (le nombre N étant un entier compris entre 0 et 23). Ainsi, la France a pour temps civil d'hiver le temps du fuseau de l'Europe centrale, dans lequel aucune partie de son territoire n'est cependant placée.

Le proto-Soleil

Le proto-Soleil, dans la dernière phase de sa contraction, a eu probablement une puissance lumineuse plus grande que le Soleil actuel ; il a été le siège d'une activité éruptive - avec production de rayons ultraviolets, de rayons X et de particules rapides (rayons cosmiques) - beaucoup plus intense que l'activité éruptive actuelle.
Cette hypothèse correspond à l'observation, dans les amas très jeunes, d'étoiles brillantes (de 10 à 50 fois la luminosité solaire), plus froides que le Soleil et de rayon cinq fois plus grand. Ces étoiles présentent des variations importantes d'éclat qui font penser à l'activité solaire. Elles sont encore en contraction, leur évolution sous l'effet de la gravitation s'arrêtant lorsque leur température centrale est devenue suffisante pour que les réactions thermonucléaires se produisent. La durée de l'évolution est très courte : cent mille ans pour atteindre trois rayons solaires, deux millions d'années pour atteindre le régime thermonucléaire.
Le ralentissement de la rotation solaire s'est fait par éjection de matière emportant au loin l'excès de moment cinétique. L'efficacité du processus tient au fait que, grâce au champ magnétique, la perte de moment cinétique a eu lieu à une distance beaucoup plus grande que le rayon solaire (E. Schatzman, 1962).

La nébuleuse primitive

La nébuleuse primitive qui entoure le Soleil a la même composition que celui-ci : 70% d'hydrogène, 28% d'hélium, 2% pour tous les autres éléments. L'histoire de la nébuleuse primitive comporte un aspect dynamique (mouvements), thermique (sa température en fonction du temps), chimique (évaporation de l'hydrogène et de l'hélium, condensation des autres éléments, au moins dans le domaine des planètes telluriques) et nucléaire (irradiation par le rayonnement cosmique solaire).
Si l'on prend comme éléments caractéristiques des planètes telluriques le fer et le silicium, et si l'on admet que Jupiter et Saturne ont la composition solaire, on trouve que la nébuleuse primitive a eu une masse au moins égale à 2% de la masse solaire. Les estimations actuelles penchent en faveur d'une masse inférieure à 0,1 masse solaire.
Dans le phénomène même de formation des planètes, on a le choix entre deux mécanismes : ou bien la nébuleuse primitive est gravitationnellement instable, ce qui conduit à une densité critique (limite de Roche) et à une nébuleuse de masse élevée, ou bien la formation se fait en deux temps, avec d'abord « collage » des poussières entre elles sous l'effet des forces de surface, puis, lorsque le rayon de cette formation devient égal au rayon de capture gravitationnelle, croissance de la planète par accrétion.
La détermination des températures et des pressions dans la nébuleuse primitive repose sur l'étude des météorites. Elle utilise les transformations chimiques, la solubilité des métaux à l'état de traces et des gaz dans les solides, la séparation isotopique, etc. On imagine les processus suivants :

- condensation des composés réfractaires (entre 2 000 et 3 000 K), avec appauvrissement correspondant de la nébuleuse primitive ; cela est à rapprocher de la sous-abondance du milieu interstellaire en calcium, titane et aluminium ;

- séparation entre métaux et silicates vers 900 kelvins ; la condensation du fer avant les silicates peut entraîner, si l'accrétion est rapide, la formation du noyau de fer-nickel des planètes ; le quotient Fe/Si des planètes est le suivant :

- fusion et dégazage des premiers produits de condensation, avec formation des chondrules ;

- accrétion mettant les grains à l'abri du gaz, vers 550 kelvins ;

- la planète Mercure a probablement perdu, sous l'effet de collisions, son enveloppe de silicates.

La température de la nébuleuse primitive s'établit principalement par suite de l'équilibre entre la chaleur reçue du proto-Soleil et la chaleur rayonnée ; voisine de 1 500 kelvins initialement, la température a dû s'abaisser ensuite vers 600 kelvins et rester plus longtemps voisine de 200 kelvins.

La détermination de la pression dans la région de formation des chondrules à partir de la diffusion solide du bismuth donne environ de 10-4 à 10-6 atmosphère. Compte tenu de l'estimation de la température, cela confirme l'estimation de la masse de la nébuleuse primitive.
La condensation des éléments réfractaires s'est faite, d'une part, par condensation (passage de la phase gazeuse à la phase solide), d'autre part, par agglutination de poussières en petits corps que l'on a appelés souvent les planétésimales. La réunion des poussières dans le plan équatorial a probablement été très rapide (de 10 000 à 100 000 ans). La formation de la première génération de corps planétaires par agglutination puis capture gravitationnelle (accrétion) a dû être très rapide également (100 000 ans) au voisinage de la Terre. La chronologie fondée sur l'étude du déclin radioactif 129I X 129Xe donne un intervalle de temps maximal entre la condensation et l'accrétion de 2,1 millions d'années. L'existence de météorites faites de conglomérats cristallins (les brèchites) suggère que les corps planétaires de première génération se sont brisés par collision et que les fragments ont été ensuite capturés.

L'évaporation des gaz (hydrogène, hélium) a probablement été due à l'irradiation de la nébuleuse primitive par les rayons ultraviolets et les rayons X du proto-Soleil éruptif. La nébuleuse primitive s'entoure alors d'une gaine chaude dont les gaz légers ont disparu probablement en moins d'un million d'années. C'est dans la même période que se sont formés certains éléments radioactifs à courte durée de vie.

Formation de la Terre et des planètes telluriques


Dans la capture gravitationnelle, l'énergie libérée par la chute des planétésimales a pour effet de produire une planète chaude. Les silicates terrestres ont donc probablement été fondus au moment de la formation de la Terre. Le refroidissement s'est ensuite effectué lentement, en raison de la présence des éléments radioactifs, en plus grande abondance qu'aujourd'hui. Les conditions ont pu être favorables à la séparation physique du fer et des silicates, soit par condensation préalable du fer, soit par chute lente du fer vers l'intérieur de la Terre, où il a formé, en alliage avec le nickel, le « nife » central.
Le cas de la Lune apparaît comme particulier. Par capture gravitationnelle, un corps de la taille de notre satellite ne peut atteindre dans son intérieur une température assez élevée pour pouvoir fondre. Une modélisation très détaillée [cf. LUNE] conduit à penser qu'une collision de la Terre avec une planète ayant une masse de l'ordre de celle de Mars (un dixième de la masse de la Terre) lui a arraché une partie de son manteau de silicates. Le rassemblement de cette matière fondue serait à l'origine de la formation de la Lune. Cette hypothèse est en accord avec la forme de la Lune, initialement liquide et qui s'est solidifiée dans sa forme actuelle alors qu'elle était plus près de la Terre que maintenant. L'évolution du système Terre-Lune, avec séparation progressive de la Terre et de la Lune par suite du ralentissement de la rotation terrestre, s'accorde bien avec cette image.

Composition chimique de la Terre

Le deutérium, le lithium et le béryllium terrestres ont probablement été formés dans la Galaxie par action des rayons cosmiques galactiques sur le milieu interstellaire, dans la période précédant la formation du système solaire. De la même façon, les éléments radioactifs (par exemple, l'uranium ou le thorium) ont été produits par une ou plusieurs explosions de supernovae dans la Galaxie, avant la formation du Soleil. Un certain nombre d'anomalies d'abondance s'expliquent simplement par évaporation de composés volatils au cours de la formation des planétésimales. L'atmosphère terrestre primitive, créée en milieu réducteur, devait essentiellement consister en méthane, ammoniac et vapeur d'eau ; sa composition actuelle résulte, d'une part, de la dissociation de ces molécules par le rayonnement solaire, suivie de l'évaporation de l'hydrogène et des réactions subséquentes d'oxydation, d'autre part, de plusieurs milliards d'années de phénomènes biologiques (assimilation chlorophylienne) conduisant à la production d'oxygène ; certains éléments, l'hélium notamment, proviennent simplement du broyage par érosion des roches radioactives.

Evry SCHATZMAN

4. Origine du système solaire et de la Terre

Le problème de l'origine de la Terre n'est pas distinct de celui de l'origine des planètes et du système solaire. Mais, alors que la cosmogonie s'est longtemps réduite aux théories sur la formation du système solaire, il n'est plus possible aujourd'hui d'ignorer les informations que donne l'astrophysique. La cosmogonie consistait en l'étude de la formation des objets du système solaire : le Soleil, les planètes et leurs satellites, les petites planètes, les météorites, les comètes ; mais, s'agissant d'objets tout formés, cette cosmogonie ne pouvait être que spéculative. L'observation des étoiles et de la matière interstellaire et les découvertes des dernières décennies du XXe siècle en ce domaine (composition chimique des étoiles, étoiles jeunes, étoiles possédant un disque circumstellaire, molécules interstellaires, etc.) ont fait progressivement entrer la cosmogonie du système solaire dans sa phase scientifique.

Historique

Les théories de l'origine du système solaire ont évolué en fonction même de nos connaissances. Dans la période la plus ancienne, il s'agit d'expliquer les propriétés mécaniques du système solaire : révolution dans le même sens de toutes les planètes autour du Soleil, révolution dans le même sens de la majorité des satellites, distribution des orbites dans l'espace au voisinage du même plan, rotation axiale des planètes et du Soleil dans le même sens (à l'exception, on le sait aujourd'hui, de Vénus, d'Uranus et de Pluton ; mais, sur une durée aussi longue que l'âge du système solaire, ce phénomène apparaît maintenant comme pouvant être dû à une instabilité - dynamique - ayant produit il y a longtemps un changement d'orientation de l'axe de rotation de ces planètes).

Deux groupes de théories se partagent la scène : monistes et dualistes. Dans les premières, le Soleil et les planètes ont une même origine (Descartes, Kant, Laplace) ; dans les secondes, une catastrophe produite par un corps étranger engendre le système solaire en arrachant du Soleil la matière nécessaire (Buffon, Jeans, Jeffreys).
Une grandeur joue un rôle essentiel dans la discussion : le moment cinétique. Dans le mouvement circulaire uniforme, le produit mvr de la masse par la vitesse et par la distance à l'axe de rotation est le moment de la quantité de mouvement ou moment cinétique ; cette grandeur est invariante. Or, dans le système solaire, 97% du moment cinétique sont dans les planètes et 3% seulement dans le Soleil. Toute théorie cosmogonique doit expliquer pourquoi le corps central tourne aussi lentement.

Les théories monistes décrivent la formation du Soleil et des planètes à partir d'une nébuleuse unique qui se contracte et au sein de laquelle se condensent le Soleil au centre et les planètes dans un disque nébulaire qui l'entoure, ce qui implique nécessairement que le Soleil est en rotation rapide au moment de sa formation : or le Soleil tourne lentement. Ces considérations ont mené, au milieu du XIXe siècle, à l'abandon de la théorie nébulaire.

La théorie catastrophique, sous sa forme moderne, suppose que la collision d'une étoile avec le Soleil arrache de celui-ci un filament qui se condense ensuite en planètes. Cette théorie est discutable (H. N. Russell, 1935), si l'on tient compte de la structure interne du Soleil. Étant donné les vitesses stellaires (environ 20 km ( s-1), une collision se faisant à une distance suffisante pour que le filament arraché possède le moment cinétique des planètes est incapable en réalité de produire une telle catastrophe et ne peut soulever qu'une petite vague à la surface du Soleil. Par ailleurs, une collision rasante peut effectivement arracher un peu de matière au Soleil, mais celle-ci ne possède pas le moment cinétique nécessaire. Un argument supplémentaire sur l'instabilité physique du filament (L. Spitzer, 1938) entraîna l'abandon de l'hypothèse catastrophique.

Depuis 1935, un net mouvement de retour s'est fait vers les théories nébulaires (C. F. von Weizsäcker, 1944 ; O. Schmidt, 1957), la difficulté essentielle concernant le moment cinétique s'étant trouvée résolue par la découverte (O. Struve, 1950) que toutes les étoiles analogues au Soleil, sauf si elles sont jeunes ou très jeunes, tournent lentement. La rotation lente du Soleil est donc une propriété commune des étoiles de type solaire ; elle résulte des circonstances de leur formation et de leur évolution et n'est pas particulière au Soleil.

Les développements modernes

Les théories actuelles ne se préoccupent pas uniquement des propriétés mécaniques du système solaire. Elles cherchent aussi à expliquer la composition chimique de la Terre, de la Lune et des météorites et, plus globalement, des planètes telluriques (Mercure, Vénus, la Terre et Mars) et des planètes géantes (Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune) ; le cas de Pluton, mal connu en raison de sa distance, est à part. Ensuite, les théories actuelles se penchent particulièrement sur les défauts ou les excès d'abondance de certains éléments par rapport à la composition solaire. Elles s'efforcent enfin d'interpréter les structures cristallines visibles dans les météorites et dans les roches lunaires, ainsi que les abondances des noyaux radiogéniques.

L'ensemble constitue un domaine d'une grande complexité, où l'on cherche dans l'observation des confirmations de tel ou tel modèle. Malgré les interrogations qui subsistent encore sur les circonstances exactes de la formation du système solaire, on peut ainsi dégager un certain nombre de certitudes.

L'âge de la Terre et la formation du Soleil


L'âge de la Terre, des météorites et de la Lune a été trouvé par la mesure de l'abondance des descendants des éléments radioactifs naturels. Il est égal à 4,56 milliards d'années. L'erreur sur la détermination de cet âge est de ± 20 millions d'années.
Le Soleil et la nébuleuse primitive se sont formés par condensation et contraction d'une masse gazeuse en rotation. On en a trouvé une confirmation dans la découverte, dans les amas d'étoiles très jeunes, d'étoiles obscurcies par des nuages de matière absorbante et dont la distribution statistique fait penser à l'orientation au hasard de disques nébulaires.


Amas stellaire très jeune : propriétés
Ce diagramme, classique en physique des étoiles, présente les propriétés caractéristiques de l'amas stellaire très jeune (environ 2 millions d'années d'âge) NGC 2 264 (d'après : M. F. Walker). B est la magnitude apparente d'un astre dans le domaine spectral correspondant à la couleur bleue et V sa magnitude apparente dans le visible.Les étoiles ayant atteint le régime thermonucléaire se trouvent...







Depuis le milieu des années 1980, l'observation de disques protoplanétaires a apporté un support observationnel aux théories cosmogoniques. Mentionnons particulièrement le cas de Bêta Pictoris, étoile située à 52 années de lumière, autour de laquelle on a mis en évidence, grâce notamment à des observations à 10 micromètres au moyen du télescope de 3,6 m d'ouverture de l'E.S.O., une condensation qui pourrait résulter de la présence d'une planète analogue en taille à Saturne, planète qui se manifesterait par des éclipses.

La répartition des distances des planètes dans le système solaire (loi de Bode-Titius) et les relations analogues pour les satellites réguliers des planètes géantes semblent s'expliquer par la répartition compétitive du moment cinétique entre les protoplanètes en formation. La loi des distances est faiblement dépendante de la masse en fonction de la distance à l'objet central.

3. Histoire de la Terre


L'histoire de la Terre ressortit à la géologie, dont elle représente le cœur, bien que cette discipline concerne tous les aspects (nature, structure et dynamique) de la croûte terrestre [cf. GÉOLOGIE] .
La géologie ne s'est constituée en science autonome qu'au début du XIXe siècle, avec une très grande rapidité, succédant à la minéralogie, déjà objet de l'intérêt des Anciens, et nourrie par une réflexion sur la nature des fossiles, qui n'était cependant pas encore une paléontologie. Le De natura fossilium (1546) et, surtout, le De re metallica (1556) de Georg Bauer, plus connu sous le nom de Georgius Agricola, qui font la somme des connaissances du Moyen Âge et de la Renaissance et resteront en usage jusqu'au XVIIIe siècle, résument assez bien cette double origine.
L'Antiquité ne s'était intéressée qu'aux phénomènes dynamiques les plus apparents, éruptions volcaniques et tremblements de terre d'une part, érosion et sédimentation d'autre part, avec toutefois une attention portée aux fossiles. L'œuvre d'Aristote accomplit la synthèse de cette première pensée scientifique, largement spéculative, dont la géologie n'est qu'une petite partie. L'école d'Alexandrie lui donnera, dans les siècles suivants, jusqu'aux premiers de l'ère chrétienne, tout son développement, augmenté de rares connaissances nouvelles dans le domaine des sciences de la Terre, qui contrastent avec les nombreux acquis en astronomie.

Comme pour les autres sciences, le Moyen Âge fut une période de stagnation, avec cette particularité d'attribuer les fossiles et les terrains les contenant aux conséquences du Déluge. La Renaissance rompra avec cette vision ; Léonard de Vinci et Bernard Palissy, notamment, ouvriront la voie aux conceptions qui seront, vers la fin du XVIIIe siècle, celles de Cuvier et de Lamarck, qui jetteront les bases de la controverse création-évolution, ou celles de William Smith et de James Hutton pour la géologie de terrain, prémisses de ce que seront la stratigraphie, la pétrologie et la tectonique. Mais tous les beaux esprits n'étaient pas pour autant convaincus : Voltaire préférait croire que les coquilles fossiles trouvées dans les Pyrénées avaient été perdues par les pèlerins se rendant à Saint-Jacques-de-Compostelle - qui portaient en effet des coquilles... Saint-Jacques à leur chapeau - au lieu d'admettre que ces coquillages avaient vécu dans des mers occupant autrefois la région.

Le XIXe siècle verra le développement de toutes les branches de la géologie, éclairées par le principe de l'uniformitarisme de Charles Lyell, dont les Principles of Geology, parus en 1830-1833, donnent la clé de l'interprétation du passé géologique en identifiant les causes anciennes des phénomènes géologiques aux causes actuelles.

Première approche, qualitative, du temps géologique ; l'évolution

De l'étude des strates - ce sera la stratigraphie - naît une chronologie relative, chaque couche étant reconnue comme plus récente que celle qu'elle surmonte et plus ancienne que celle qui lui est superposée. On sut ainsi reconnaître le plus ancien du plus récent, mais sans en avoir la mesure ; cela suffit cependant pour élaborer un calendrier géologique, avec des divisions en étages, systèmes, ères [cf. STRATIGRAPHIE] .
Ce fut cependant le point de départ de la deuxième révolution culturelle après celle de Copernic. Dans la foulée de Lamarck, l'examen des faunes successives conduisit à la théorie de l'évolution ou transformisme, laquelle culmina dans l'œuvre de Darwin, qui fit se rejoindre géologie et biologie en un faisceau d'arguments convergents dans son ouvrage fameux, The Origin of Species, paru en 1859 et dont l'importance égale celle du De revolutionibus de Copernic. Après avoir été remis à sa place dans l'Univers, l'homme était remis à sa place dans le monde vivant.

Les controverses ne furent pas moins violentes qu'au temps de Galilée - sauf qu'il n'y eut pas procès au Saint-Office -, d'autant plus que Boucher de Perthes avait découvert en 1838, dans les terrasses de la Somme, les premiers silex taillés, qu'il avait interprétés comme des traces d'industrie humaine, ouvrant ainsi la voie à la préhistoire.

Seconde approche, quantitative, du temps géologique


Une nouvelle approche, décisive, du temps géologique naît avec le XXe siècle, en conséquence de la découverte de la radioactivité, à la suite de l'intuition du physicien Ernest Rutherford, peu avant la Première Guerre mondiale ; Arthur Holmes en sera le pionnier.
Amorcée dans l'entre-deux-guerres, la géochronologie absolue explose littéralement après la Seconde Guerre mondiale. Fondés sur la période de désintégration des éléments radioactifs naturels inclus dans les minéraux, ces travaux utilisent divers couples : uranium-plomb (235U/207Pb, 238U/206Pb), rubidium-strontium (87Rb/87Sr), samariumnéodyme (147Sm/143Nd), potassium-argon (40K/40Ar), etc.

Désormais, les temps géologiques possèdent un calendrier absolu dont l'unité de temps est le million d'années. Ce qui constitue la troisième révolution culturelle, qui replace l'homme dans le temps, après qu'il l'eut été dans l'Univers et dans le monde vivant. Oubliées les extravagantes chronologies dont on a peine à croire qu'elles eurent cours : selon Lightfoot (1642), le monde avait été créé le 17 septembre 3928 avant J.-C., à 9 heures du matin ; tandis que James Ussher, ou Usserius, archevêque d'Armagh, en Irlande, préférait, en 1650, dans sa Chronologie sacrée, le 23 octobre 4004 avant J.-C., à 9 heures du soir ! Toutes chronologies ( ?) qui, depuis le Moyen Âge, donnaient au monde environ 6 000 ans d'âge ; et Shakespeare écrivait : « The poor world is almost six thousand years old » (dans As you like it). Au XVIIIe siècle, Buffon dut se rétracter devant l'Église d'avoir proposé que les six jours de la Création soient en fait six périodes. Et, à la fin du XIXe siècle, lord Kelvin « interdisait », au nom de la physique, un âge du monde supérieur à 100 millions d'années...

Le calendrier de l'histoire de la Terre


Dans un Univers de 15 milliards d'années, l'âge de la Terre, comme celui de la Lune, estimé sur les échantillons du programme Apollo, est de l'ordre de 4,5 milliards d'années. Il s'agit d'ailleurs également de celui du Soleil et du système solaire.

Cet âge a été donné par des zircons, minéraux repris dans des roches plus récentes. Car les terrains les plus anciens qui affleurent, au Swaziland, et dans la région d'Amitsoq, au Groenland, n'ont que 3,8 milliards d'années.
Les divisions du temps - l'échelle stratigraphique - fondées sur la chronologie relative ont été conservées par commodité, au moins pour un temps, mais en étant affectées d'une durée absolue. C'est ainsi que les temps fossilifères (Phanérozoïque, du grec phaneros : apparent ; littéralement, phanérozoïque = vie apparente), marqués par l'explosion de la vie mais non pas par son apparition, beaucoup plus ancienne, débutent il y a 540 millions d'années. Les ères qui les divisent sont d'inégales durées : 300 millions d'années pour le Primaire, ou Paléozoïque (de - 540 à - 245 Ma), 180 millions d'années pour le Secondaire, ou Mésozoïque (de - 245 à - 65 Ma), 63 millions d'années pour le Tertiaire, ou Cénozoïque (de - 65 à - 2 Ma), 2 millions d'années environ pour le Quaternaire ; à supposer que cette « ère » ait une réelle identité, en dehors du fait que l'homme désire avoir une ère « à lui »..., encore que, d'après les données stratigraphiques récentes, il lui soit antérieur. On mesure ainsi ce que le calendrier stratigraphique a d'artificiel : commodité momentanée au milieu du XIXe siècle, son avenir est en question.
Presque 4 milliards d'années précèdent donc les temps fossilifères. Ce Précambrien (ou Antécambrien) recouvre l'essentiel de l'histoire de la Terre. On le divise en : Protérozoïque (littéralement, première vie, bien que la vie lui soit antérieure), de - 2 500 à - 540 millions d'années, dont on a de bonnes raisons de penser que l'histoire, divisée en différents épisodes, n'était pas très différente de celle des temps phanérozoïques qu'elle annonçait - les mécanismes de la tectonique des plaques, notamment, y étaient actifs - ; et en Archéen, de - 4,5 à 2,5 milliards d'années, dont l'analyse, encore insuffisante, cache les premiers stades de l'histoire du globe terrestre, de plus en plus différente à mesure qu'on s'éloigne dans le temps.

L'astronomie et les géosciences, par des voies parallèles mais complémentaires, ont donné à la Terre le statut dans l'Univers qu'on lui connaît aujourd'hui, et dont on peut penser qu'il ne changera plus, sauf modifications radicales de notre conception et de nos connaissances de l'Univers lui-même.

Du même coup, le statut de l'homme en a été changé ; il n'est plus qu'un être vivant parmi d'autres, dernier venu sur une Terre vieille de plusieurs milliards d'années, planète parmi d'autres dans un Univers dont l'apparent infini dissimule les origines.





On comprend alors que bien des philosophies en aient conçu du dépit et que les controverses aient été rudes à chaque étape de ces illusions perdues.

Jean AUBOUIN

Mouvements dans le globe terrestre

Si les connaissances sur la forme et la structure du globe terrestre sont dues, pour l'essentiel, à la gravimétrie et à la sismologie, le magnétisme est à l'origine de la découverte et de la mesure des mouvements dans le globe.
Le champ magnétique terrestre correspond à un dipôle magnétique dont l'orientation ne coïncide pas avec l'axe de rotation de la Terre : le pôle Nord magnétique est situé dans l'archipel arctique canadien, à 1 900 kilomètres environ du pôle Nord géographique, tandis que le pôle Sud magnétique se trouve dans l'océan Antarctique, au large de la terre Adélie, à 2 600 kilomètres environ du pôle Sud géographique. Ainsi, l'axe des pôles magnétiques ne passe pas par le centre de la Terre ; d'ailleurs, sa position change constamment, de telle sorte que les pôles magnétiques se déplacent de 10 kilomètres par an environ.
L'influence du champ magnétique terrestre, dont l'origine réside probablement, du fait de la rotation de la Terre, dans un effet dynamo à l'intérieur du noyau, fluide dans sa partie externe, est limitée à la magnétosphère terrestre par l'effet du vent solaire, lui-même magnétique : son front en direction du Soleil se situe à 10 rayons terrestres mais la magnétosphère s'allonge très loin dans la direction opposée.

L'observation des variations séculaires du champ magnétique terrestre a permis de définir une convection dans le noyau, avec un panache descendant à l'aplomb du sud de l'Inde, et un panache ascendant à l'aplomb de l'ouest du Pérou.
Les données du champ magnétique terrestre fossile ont permis de déterminer les mouvements de la lithosphère superficielle. Ces données sont de deux ordres : d'une part, en se refroidissant, les laves volcaniques fixent le champ magnétique de l'époque par un effet de magnétisme thermorémanent ; d'autre part, à une époque donnée, les particules magnétiques se sédimentent en fonction du champ.
Le paléomagnétisme a démontré la dérive des continents, argumentée au début du XXe siècle par Wegener : à un moment donné de l'histoire géologique, les pôles requis par les roches des divers continents, différents des pôles actuels, sont aussi différents entre eux, preuve de ce que les continents se sont déplacés les uns par rapport aux autres. Les anomalies magnétiques océaniques, parallèles aux rifts (médio)-océaniques, ont permis de calculer le taux de création de la croûte océanique, en admettant qu'elles « fossilisent » les inversions de polarité du champ magnétique terrestre, dont le calendrier a été établi par ailleurs ; ainsi a été démontrée et calculée l'expansion océanique.
Combinées entre elles et aux résultats de la sismologie, les données du paléomagnétisme ont fondé la tectonique des plaques, selon laquelle l'expansion océanique, ou accrétion, est compensée par la subduction, génératrice d'arcs insulaires et de cordillères ou annonciatrice de collisions continentales d'où naissent les chaînes alpino-himalayiennes de type téthysien.
Après que quelques mesures lasers au sol eurent commencé de confirmer ces mouvements, ce sont les données acquises grâce à des satellites qui ont permis d'en donner une mesure systématique en temps réel : par interférométrie spatiale à partir du sol sur des sources lointaines (V.L.B.I.) ou grâce aux satellites de positionnement, dont la précision est devenue centimétrique (G.P.S., D.O.R.I.S.). Les résultats de cette géodynamique mesurée ont confirmé ceux de la géodynamique moyennée sur plusieurs millions d'années : expansion océanique et dérive des continents se mesurent en centimètres par an, aujourd'hui comme hier.

Cette actualisation de la géodynamique a ouvert une ère nouvelle dans l'étude des mouvements et des déformations de l'écorce terrestre ; elle constitue enfin une voie féconde pour la prévision des risques naturels d'origine interne, séismes et éruptions volcaniques.

Les problèmes de l'heure

La rotation de la Terre sur elle-même est à l'origine de la définition de l'heure. La référence est le jour solaire, temps qui sépare deux passages successifs du Soleil au méridien du lieu, très légèrement variable en raison du changement de position de la Terre sur son orbite par rapport au Soleil ; on a donc défini un jour solaire moyen de 23 heures 56 minutes et 4 secondes. La division du jour selon le système duodécimal est sans doute d'origine chaldéenne : les Babyloniens divisaient le jour en 12 kaspars... annonciateurs des 24 heures actuelles. Le repérage de ces divisions fut longtemps difficile, utilisant successivement le gnomon, ancêtre du cadran solaire, l'écoulement d'un fluide (clepsydre, sablier), l'échappement d'un engrenage entraîné par un poids (pendule) puis par un ressort ; jusqu'aux vibrations de quartz piézoélectriques et, enfin, aux horloges atomiques, dont la plus précise utilise les fréquences d'émission de l'atome de césium. Exactes à 10-14 (1 seconde d'erreur en 3 millions d'années !), ces horloges ont permis, en retour, de mettre en évidence les plus infimes irrégularités de la rotation terrestre.
Du fait de la rotation, l'heure est différente en chaque point du globe ; on a donc choisi une référence qui est le méridien de Greenwich, près de Londres (G.M.T., Greenwich Mean Time), acceptée au congrès de Washington (1884) ; mais la France n'adopta qu'en 1911 ce temps universel (U.T.) ; elle avait jusqu'à cette date conservé le temps du méridien de Paris. Le globe a donc été divisé en 24 fuseaux horaires, de 15 degrés chacun (soit 1 667 km à l'équateur) ; la ligne de changement de date se situe sur le méridien antipode de celui de Greenwich, dans le Pacifique, à l'aplomb de la Nouvelle-Zélande (on se souvient que Phileas Fogg gagna un jour en la franchissant d'ouest en est).

L'homogénéisation de l'heure dans un fuseau n'a été possible qu'à partir du moment où les communications furent assez rapides pour couvrir tout ou partie du fuseau en un jour, ce qui n'apparut qu'avec le chemin de fer. Auparavant, l'heure était l'heure solaire du lieu ; et jusqu'à l'invention des télécommunications hertziennes, certains chefs de train étaient chargés de régler les pendules des gares avec leur chronomètre. En France, c'est la mise en service, le 14 février 1933, de l'horloge parlante inventée par Ernest Esclangon qui mit fin à ces pratiques approximatives.

Le problème du calendrier

La révolution de la Terre autour du Soleil et celle de la Lune autour de notre planète sont à l'origine du calendrier, dont la mise au point fut et ne peut constituer qu'un compromis, même si l'on ne tient pas compte des irrégularités des mouvements de la Terre et de la Lune.

La Lune est à l'origine du mois lunaire, d'une durée de 29 jours 12 heures et 44 minutes. Il s'agit de la division du temps la plus anciennement utilisée : nombre de peuples et de civilisations ont compté en lunaisons et, aujourd'hui encore, celles-ci sont toujours repérées sur les calendriers ; notons en outre que beaucoup de fêtes religieuses sont déterminées par les phases de la Lune, ce qui, dans le calendrier actuel, les décale d'une année à l'autre.
La révolution de la Terre autour du Soleil est à l'origine de l'année : l'année tropique - ou année équinoxiale -, qui marque le retour des saisons, sépare deux solstices -ou deux équinoxes - de même nature ; elle dure 365 jours 5 heures 48 minutes et 45 secondes. Mais, en raison de la précession des équinoxes, l'année tropique est plus courte de 20 minutes environ que l'année sidérale, de 365 jours 6 heures 9 minutes et 9 secondes, qui mesure le temps que la Terre met à revenir au même point par rapport au Soleil. La définition de l'année est donc, par force, un compromis ; on connaît la solution actuelle : une année de 365 jours avec une année bissextile tous les 4 ans, et une correction de 1 jour tous les 400 ans (suppression des années bissextiles qui ne sont pas divisibles par 400), solution qui ne permet cependant pas d'atteindre une exactitude totale...

Quant à la division de l'année en mois, elle a beaucoup oscillé entre les références lunaire et solaire ; la variété en est grande, jusqu'au compromis actuel, qui est loin d'être parfait.

2. Constitution interne de la Terre


Avant d'être conçue comme globe terrestre, la Terre n'avait pas posé de question de structure ; sauf que les volcans avaient suggéré l'existence d'un feu profond, qui deviendra « feu central » quand la forme du globe sera connue. Les Grecs en feront le séjour d'Héphaïstos, qui deviendra Vulcain pour les Romains.





Peu de progrès seront accomplis par rapport à cette image avant que ne se développent les méthodes géophysiques, au XXe siècle pour l'essentiel.

Structure du globe terrestre

La densité des roches superficielles, égale à 2,7, très différente de celle de la Terre dans son ensemble, égale à 5,52, a conduit à conjecturer une composition variant avec la profondeur. En combinant la nature surtout granitique des roches de surface, celle, surtout basaltique, des roches issues des magmas rejetés par les volcans et la composition en fer-nickel de la majorité des météorites, on en vint à l'hypothèse d'une composition en trois enveloppes emboîtées : le sial - de silice et aluminium - pour la surface, le sima - de silice et magnésium -, au-dessous, jusqu'au nife - de nickel et fer -, au centre de la Terre, en un arrangement qui rende compte de la densité globale de la planète. Au début du XXe siècle, Alfred Wegener usera de cette conception avant qu'elle n'évolue vers celle de croûte-manteau-noyau.







Globe terrestre : constitution schématique
Constitution schématique du globe terrestre. Il s'agit d'une section équatoriale très simplifiée.




La sismologie allait donner une mesure de ces trois enveloppes : la discontinuité de Mohorovicic, ou moho, vers 30 kilomètres de profondeur en moyenne, marquée par la réflexion et la réfraction des rais sismiques, constitue la frontière entre la croûte et le manteau ; la discontinuité de Gutenberg, vers 2 900 kilomètres de profondeur, est la limite entre le manteau et le noyau. Toutes deux portent le nom de leur découvreur (le Croate Andrija Mohorovicic et l'Allemand Beno Gutenberg), depuis 1909 pour la première, 1921 pour la seconde. Ultérieurement, la croûte fut divisée en une croûte supérieure et en une croûte inférieure, séparées par une discontinuité de Conrad, souvent discutée, tandis qu'une graine était individualisée au centre du noyau, au-delà de 5 000 kilomètres de profondeur.
La croûte fit l'objet de précisions essentielles. D'une part, la croûte océanique est différente de la croûte continentale, comme le montra Gutenberg en 1921 ; la première est « basaltique », la seconde « granitique », du moins en moyenne. D'autre part, la croûte continentale s'épaissit sous les chaînes de montagnes en une racine qui peut atteindre 70 kilomètres d'épaisseur sous la cordillère des Andes du Pérou et de Bolivie.
Une étude plus fine des vitesses de transmission des ondes sismiques dans les parties superficielles - menée dans l'archipel des Tonga, dans le sud-ouest du Pacifique, par Jack Oliver et Bryan L. Isacks en 1967 - allait permettre de séparer les milieux solides des milieux visqueux, les premiers conduisant les ondes sismiques plus rapidement que les seconds. Ainsi furent distinguées la lithosphère, solide, comprenant, sur 100 kilomètres d'épaisseur moyenne, la croûte et le manteau supérieur, et l'asthénosphère, visqueuse, correspondant au reste du manteau. Ces distinctions, qui englobent celles de croûte et de manteau, mais avec des limites différentes, constituent les fondements de la tectonique des plaques.
Puis l'application des méthodes de sismique-réflexion à écoute longue, adaptées de la sismique pétrolière, apporta des précisions sur la structure de la croûte. On citera le programme américain Cocorp (Consortium for Continental Refraction Profiling), qui eut de nombreux équivalents, dont le programme français É.C.O.R.S (Étude des continents et des océans par réflexion sismique).
Enfin, les progrès accomplis dans l'étude de la propagation des ondes sismiques ont permis de distinguer dans le manteau des zones chaudes, à vitesse lente, et des zones froides, à vitesse plus rapide. Cette tomographie du manteau, en trois dimensions, a ainsi authentifié la conception des courants de convection, ascendants au niveau des rides (médio)-océaniques, où remonte le matériel chaud du manteau inférieur, descendants à la périphérie des océans, où s'enfonce la lithosphère froide. Tandis que des points chauds (hot spots), dispersés à la base du manteau, déterminent des ascendances permanentes qui sont à l'origine d'un volcanisme continu.

suite

Le géoïde terrestre

Ces controverses donnèrent à la science des mesures une grande impulsion qui conduirait aux développements modernes, d'une part, de la métrologie, d'autre part, de la géodésie. De là viendront le mètre et le système métrique, à la suite d'une nouvelle entreprise de l'Académie des sciences, ainsi qu'une image précise de la forme de la Terre qui fut acquise par l'étude des anomalies de pesanteur. Rapportée à un ellipsoïde de référence calculé au niveau moyen des mers, corrigée de l'effet des reliefs, la pesanteur présente des anomalies positives ou négatives. On peut alors définir un géoïde, surface équipotentielle du champ de la pesanteur au niveau de référence, qui s'écarte de l'ellipsoïde de référence de plusieurs dizaines de mètres (au-dessus ou au-dessous).
La forme du géoïde a été très affinée grâce aux satellites artificiels : par l'analyse de leurs orbites, qui dépendent du champ de pesanteur terrestre, ce qui fut possible dès Spoutnik-2 (1957-1958), qui permit de mesurer un aplatissement polaire de 1/298 - au lieu de 1/297, calculé par les mesures de pesanteur au sol - par des satellites à radar altimétrique (Geos-3 et Seasat, placés sur orbite en 1975 et en 1978, Geosat en 1985, E.R.S.-1 en 1991, Topex-Poséidon en 1992, E.R.S.-2 en 1995), qui ont permis de mesurer directement les ondulations du géoïde marin. Le Goddard Space Flight Center, aux États-Unis, ainsi que l'association du Groupe de recherche de géodésie spatiale de Toulouse (G.R.G.S.) et de l'Institut de géodésie spatiale allemand fournissent des mesures toujours améliorées du champ de gravité terrestre.

Les « mensurations » du géoïde

La Terre a donc la forme d'un géoïde, proche d'un ellipsoïde de révolution, aplati aux pôles d'un taux de 1/298,5, ce qui correspond à un rayon polaire de 6 356,752 kilomètres, plus court de 21 kilomètres environ que le rayon équatorial, égal à 6 378,136 kilomètres ; ces valeurs conduisent à une circonférence méridienne de 40 007,864 kilomètres, plus courte de 67 kilomètres environ que la circonférence équatoriale, égale à 40 075,017 kilomètres.

La superficie de la Terre est de 510 065 000 kilomètres carrés, dont 133 620 000 kilomètres carrés de continents, soit 26,2%, le reste correspondant à la surface des océans et des mers. Le volume de la Terre est de 1 083 320 000 kilomètres cubes, ce qui conduit à une masse de 5,98 ( 1024 kilogrammes, pour une densité moyenne de 5,515.

Par rapport à un ellipsoïde de révolution qui aurait pour axe la ligne des pôles, le géoïde présente des saillies et des dépressions d'une centaine de mètres au maximum, ce qui peut sembler négligeable : vue depuis un satellite, la Terre apparaît bien comme un globe terrestre ! Les deux plus grandes protubérances, d'une amplitude maximale de 80 mètres, se situent dans le sud-ouest du Pacifique, au droit de la Nouvelle-Guinée, et dans l'Atlantique nord, approximativement aux antipodes l'un de l'autre ; une saillie secondaire de 50 mètres environ se situe dans l'océan Antarctique, au sud-est de l'Afrique. La plus grande dépression, d'une amplitude de 100 mètres environ, se situe dans l'océan Indien, au sud de l'Inde ; une dépression moins marquée, de 70 mètres, se place dans l'océan Antarctique, au nord-est de la terre Adélie ; enfin, un groupe de dépressions de 50 mètres environ est centré sur l'Amérique du Nord, avec un maximum au niveau de la baie d'Hudson et deux zones moins marquées, dans la région des Bahamas-Petites Antilles, et dans le Pacifique, au sud-ouest de la Californie. Cette distribution des creux et des bosses, sans rapport avec des structures superficielles déterminées, est liée à des irrégularités de la répartition des masses dans les profondeurs du globe qui font l'objet de conjectures.
Le détail des reliefs de la Terre, précisé par les satellites des familles Landsat et S.P.O.T., fait apparaître deux grandes ceintures montagneuses, l'une péripacifique, à prédominance méridienne, l'autre latitudinale, des Caraïbes à l'Indonésie par l'Eurasie méridionale, dite téthysienne en ceci qu'elle est issue de la Téthys, océan aujourd'hui disparu qui séparait, pendant les derniers 200 millions d'années, les continents septentrionaux et méridionaux en cours d'individualisation. Mais les études océanographiques, confirmées par le traitement des données des satellites altimétriques de la famille Seasat, Geosat, Topex-Poséidon, font apparaître que la plus grande chaîne terrestre, longue de 60 000 kilomètres environ, est formée par les rides (médio)-océaniques, qui s'élèvent en moyenne à 2 000 mètres au-dessus des plaines abyssales.

Rapportée au géoïde, l'altitude maximale des terres émergées est celle de l'Everest (8 846 m), dans la chaîne téthysienne de l'Himalaya ; la profondeur maximale des océans est celle de la fosse des Mariannes (11 034 m), dans le Pacifique occidental. Rapporté au fond des océans, le plus grand dénivelé est celui de la cordillère des Andes, qui atteint près de 15 000 mètres, somme des 8 000 mètres de la fosse d'Atacama (ou du Pérou-Chili) et des près de 7 000 mètres des sommets andins. Enfin, si l'on considère la distance au centre de la Terre, le plus haut relief est le volcan Chimborazo, en Équateur, qui ajoute à ses 6 310 mètres par rapport au géoïde l'épaisseur du bourrelet équatorial (de 21 km environ).

La Terre, planète du système solaire

Un des principaux résultats de la « révolution copernicienne » fut la conception du système solaire, codifiée par Kepler selon des lois toujours en vigueur ; en conséquence, les planètes se trouvaient distinguées des étoiles, la Terre n'étant que l'une d'entre elles.

Parmi les neuf planètes principales - auxquelles s'ajoute l'essaim des astéroïdes -, la Terre est une des quatre planètes telluriques, solides, de composition (roches silicatées et fer) et de densité moyenne voisines (entre 3,9 pour Mars et 6,1 pour Mercure), la densité moyenne de notre planète étant de 5,52.

Caractéristiques orbitales

La Terre décrit autour du Soleil, dans un plan dit de l'écliptique, une orbite elliptique dont le Soleil occupe un des foyers. Sa distance au Soleil varie ainsi entre 147 103 311 kilomètres, en janvier (périhélie), et 152 105 142 kilomètres, en juillet (aphélie) ; sa vitesse orbitale s'échelonne entre 28,084 et 31,028 kilomètres par seconde.


Rotation et révolution
Représentation schématique des principales caractéristiques liées aux mouvements de rotation et de révolution de la Terre. Par souci de clarté, les proportions ne sont pas respectées.





La Terre tourne sur elle-même en 23 heures 56 minutes et 4 secondes, selon un axe incliné de 230 27´ sur le plan de l'écliptique, ce qui conduit à une variation considérable de l'ensoleillement en un endroit donné, définissant les saisons. 230 27´ nord et sud marquent la latitude des tropiques du Cancer, au nord, et du Capricorne, au sud, où le Soleil arrive à la verticale, à midi, aux solstices de juin (Cancer) et de décembre (Capricorne), le Soleil passant deux fois par an à la verticale de tout lieu situé entre les tropiques. Les cercles polaires, par 660 33´, marquent en complément les limites de la nuit polaire au moment du solstice de l'hémisphère opposé. Le Soleil passe et repasse au zénith de l'équateur lors des équinoxes de septembre et de mars.
Entre deux solstices - ou entre deux équinoxes - consécutifs, on définit une année tropique de 365 jours 5 heures et 48 minutes, exacte mesure de la succession des saisons. Or l'axe de rotation de la Terre n'est pas fixe et décrit en 25 800 ans un cône de demi-angle au sommet égal à 230 27´, autour d'un axe perpendiculaire au plan de l'écliptique, ce qui provoque le phénomène de précession des équinoxes, en conséquence duquel l'année sidérale dépasse de 20 minutes environ l'année tropique ; celle-ci est donc en avance d'autant.
La rotation de la Terre est affectée d'autres irrégularités, de moindre grandeur : mouvements de nutation de l'axe des pôles, oscillation angulaire de 9,21J selon une période de 18,6 ans ; mouvement erratique de l'axe des pôles, qui décrit une spirale irrégulière à l'intérieur d'un cercle d'une vingtaine de mètres de diamètre ; freinage progressif de la rotation dû aux marées terrestres - le jour aurait diminué de 2 heures environ en 350 millions d'années, la rotation se faisant en 12 heures lors de la formation de la Terre, il y a 4,5 milliards d'années (en conséquence, la Lune s'éloigne de la Terre de 3,7 cm par an) ; variation saisonnière annuelle de l'ordre de la milliseconde, liée aux irrégularités météorologiques entre l'hémisphère Nord, où se concentrent les continents, et l'hémisphère Sud, où ils sont moins importants, etc.
Si les plus marquées de ces irrégularités sont connues depuis longtemps, comme la précession des équinoxes, que les Anciens calculaient sans en connaître la cause, ou le freinage des marées, dont Darwin avait le premier pressenti l'origine, les précisions les plus fines n'ont été acquises qu'à la fin du XXe siècle, grâce à la géodésie spatiale : télémétrie laser sur des satellites artificiels ; interférométrie à longue base (V.L.B.I. : Very-Long Baseline Interferometry) à partir du signal émis par une source très lointaine dans l'Univers (en pratique, des quasars) ; technique Doppler-Fizeau des systèmes G.P.S. (Global Positioning System) et D.O.R.I.S. (Détermination d'orbite et radiopositionnement intégré par satellite).

de la terre en general

Avant d'être un concept, la Terre fut une donnée : d'abord, la Terre nourricière - autrement dit, la « terre végétale » -, puis, la Terre où l'homme vit, par opposition à la mer, c'est-à-dire les terres émergées. Tout naturellement, cette Terre, siège de l'humanité, était le centre du monde, qui s'ordonnait autour d'elle, y compris le ciel, dont le mystère autorisait d'y voir la transcendance des affaires terrestres. Cette Terre-là n'avait pas de forme précisée, sinon d'être, de prime abord, une étendue plate, aux marges de laquelle s'étendaient des limbes mystérieux : rien ne laissait supposer - et, d'ailleurs, la question ne se posait pas - qu'elle fût un objet de forme déterminée, situé dans un univers défini, encore moins qu'elle puisse y être en mouvement. Les Sumériens et les Égyptiens, qui furent les premiers astronomes, d'emblée de grande qualité, ne l'imaginaient pas.
Ce sont les Grecs qui, les premiers, conçoivent que la Terre est un objet en forme de sphère ; à partir de là, ils effectuent des mesures, certaines d'une étonnante exactitude. En dépit des positions scolastiques, souvent obscurantistes, le consensus sur la sphéricité de la Terre demeurera du Moyen Âge à la Renaissance, même s'il n'est pas toujours franchement exprimé : l'idée du voyage de Christophe Colomb en découle.
La conception de la forme de la Terre, acquise dès l'Antiquité, marque une première étape qui lui donne son autonomie de globe terrestre, à l'extension limitée. La conception de son mouvement, qui ne sera élaborée qu'à la Renaissance, lui donnera son statut de planète dans l'Univers.
Jusque-là, en raison des apparences premières, la voûte céleste paraissait tourner autour de la Terre, ainsi centre de l'Univers, même si les planètes, non encore reconnues comme telles, semblaient être des étoiles aux mouvements complexes, pour lesquelles il fallut concevoir des voûtes emboîtées et des trajectoires relevant d'« épicycles » centrés les uns sur les autres, en un système qui atteignit une complication extravagante : au seuil de la révolution copernicienne, il ne fallait pas moins de quarante-neuf épicycles pour rendre compte des mouvements du ciel et établir les almanachs, d'une façon satisfaisante d'ailleurs.
Le bouleversement que constitue l'abandon du géocentrisme, entrevu par Aristarque de Samos au IIIe siècle avant J.-C., déclenché par le De revolutionibus orbium coelestium, dont la tradition dit que Copernic en tint les épreuves d'imprimerie sur son lit de mort, en 1543, codifié par l'Astronomia nova, publiée en 1609 par Kepler, rencontra de vives résistances. Les célèbres procès de 1616 et de 1633 faits par le Saint-Office à Galilée, et que celui-ci perdit sans être convaincu, en sont l'illustration la plus connue : « Eppure si muove »... C'est que, bien qu'il n'ait pas conçu lui-même la place et les mouvements de la Terre dans le système solaire, Galilée, en inventant la lunette astronomique - on observait jusqu'alors à l'œil nu -, avait découvert les satellites de Jupiter, illustrant ainsi, par comparaison, l'exactitude du nouveau concept de révolution céleste.





Le système de Copernic
L'astronome polonais Nicolas Copernic (1473-1543) est universellement connu pour son système héliocentrique, dans lequel la Terre et toutes les autres planète, tournent autour du Soleil.






Que ces idées soient aujourd'hui familières, maintenant que les satellites artificiels en donnent une constante démonstration, ne diminue pas le fait qu'elles constituèrent la première grande révolution culturelle ; celle-ci, en effet, changea définitivement l'idée que l'homme se faisait de lui-même en l'excluant du centre de l'Univers, puisque la Terre n'y était pas.
Plus tard venue que l'astronomie, la géologie sera à l'origine des deux autres révolutions culturelles qui changeront les conceptions de l'homme. Par la compréhension de la nature des fossiles, qui ne fut vraiment acquise qu'avec la Renaissance, naquit l'idée de faunes et de flores se succédant dans le temps, idée qui conduira à la notion d'évolution, ramenant l'homme à son simple statut d'espèce parmi d'autres dans un monde vivant en constante transformation ; les résistances au transformisme ne seront pas moindres au XIXe siècle que les résistances à l'héliocentrisme aux XVIe et XVIIe siècles : Darwin y jouera le rôle d'accusé principal, à l'instar de Galilée.
Enfin, il faudra attendre le XXe siècle pour que les développements de la géochimie permettent d'accéder à la mesure absolue du temps, ouvrant des perspectives dont l'unité de mesure est le million d'années. L'histoire humaine se trouve ainsi ramenée à l'état d'ultime péripétie dans l'histoire de la Terre, péripétie dont la brièveté invite à réfléchir sur son avenir.


1. Données générales


La forme de la Terre : du globe au géoïde


Le globe terrestre

Il appartient aux Grecs d'avoir établi que la forme de la Terre était sphérique et d'en avoir, pour la première fois, estimé la grandeur.
Dès le Ve siècle avant J.-C., Anaxagore avait remarqué la forme circulaire de l'ombre portée de la Terre, lors des éclipses de Lune. Au IIIe siècle avant J.-C., Ératosthène de Cyrène avait trouvé entre Syène (Assouan) et Alexandrie une distance de 5 000 stades pour 7 degrés 12 minutes d'angle, soit 250 000 stades environ pour la circonférence terrestre, correspondant à peu près à 44 000 kilomètres, mesure exacte à 10% près. D'autres mesures de cette circonférence seront effectuées au cours des siècles qui suivront, souvent moins exactes, la plupart du temps sous-estimées : ainsi, celle de 30 000 kilomètres environ retenue par Ptolémée, au IIe siècle après J.-C., dans sa Syntaxe mathématique, plus connue au Moyen Âge sous le nom arabisé d'Almageste. Cette sous-estimation décida du voyage de Christophe Colomb en 1492, dans lequel il ne se serait sans doute pas engagé, avec les moyens de navigation de l'époque, s'il avait su devoir affronter 10 000 kilomètres de plus pour atteindre l'Asie par l'Ouest ; heureusement, l'Amérique était là qui sauva son entreprise en lui donnant une signification inattendue... La réalité de la sphère terrestre, qui venait d'être figurée sous la forme du premier globe connu, construit par Martin Behaim en cette même année 1492, était donc démontrée ; ce fait fut définitivement confirmé par la circumnavigation entreprise en 1519 par Magellan et achevée en 1522, sans ce grand capitaine, mort en route, à Mactan, dans l'île de Cebu (Philippines).
La mesure plus exacte des coordonnées terrestres sera faite au siècle suivant, à l'instigation de l'Académie des sciences de Paris, qui fut chargée en 1668, par Colbert, son fondateur, d'établir une véritable carte géographique de la France, « plus exacte que celles qui ont été faites jusqu'icy ». Commença ainsi une aventure qui s'achèvera en 1799 par la définition du mètre, base du système métrique, lequel verra le jour en 1810. Les mesures faites par l'abbé Jean Picard, grâce à la méthode de la triangulation mise au point au XVIe siècle par les Hollandais, sur la « méridienne » Paris-Amiens, donnèrent 57 064 toises (du Châtelet) pour un degré d'arc de méridien ; soit 40 034 kilomètres pour la circonférence terrestre, valeur très voisine des mesures actuelles. (La toise du Châtelet, ainsi nommée parce qu'elle représentait la distance entre deux crochets fixés dans les murs du Châtelet, à Paris, valait 1,948 8 m ; rappelons que toises, pieds, pouces avaient des valeurs différentes d'un pays à l'autre, voire d'une province à l'autre.)

L'ellipsoïde terrestre

Une grande controverse s'engagea alors qui allait opposer, pendant quelques décennies, les deux plus anciennes académies du monde, l'Académie des sciences de Paris, sous l'égide de la dynastie des trois Cassini, réalisateurs de la carte de France, et la Royal Society de Londres, sous l'égide de Newton.
Au vu des résultats de l'abbé Picard, la méridienne Paris-Amiens fut étendue à la méridienne Dunkerque-Perpignan : le degré de méridien, mesuré au sud de Paris, égal à 57 097 toises, était plus long que le degré de méridien mesuré au nord. La Terre n'était donc pas une sphère mais un fuseau allongé selon l'axe des pôles. Ce résultat, acquis en 1718, entrait en contradiction avec la théorie de la gravitation universelle, que Newton avait exposée dans ses Principia, parus en 1687 : en raison de la force centrifuge résultant de la rotation de la Terre, celle-ci devait au contraire avoir la forme d'un ellipsoïde aplati aux pôles. Les mesures des périodes d'oscillation de pendules identiques faites par Jean Richier à Paris et à Cayenne permettaient d'annoncer un aplatissement de 1/578 (près de deux fois plus faible que celui qui est mesuré aujourd'hui). Les mesures des Cassini remettaient donc en cause la théorie de Newton.

L'Académie des sciences décida par conséquent de vérifier ces mesures en organisant ce qui peut être considéré comme le premier grand programme scientifique international. Une première expédition, dirigée par Pierre Louis Moreau de Maupertuis - avec, entre autres, Anders Celsius et Alexis Claude Clairaut -, se rendit en Laponie en 1736-1737, et une seconde, sous la direction de Louis Godin - avec Pierre Bouguer, Joseph de Jussieu et Charles Marie de La Condamine, notamment -, opéra au Pérou (en fait, dans ce qui est aujourd'hui l'Équateur) de 1735 à 1744, pour y mesurer un degré d'arc de méridien afin de les comparer. Les résultats confirmèrent la théorie de Newton, qui n'eut plus, dès lors, de contradicteur : par 660 nord, le degré d'arc de méridien, qui valait 57 438 toises, était plus long qu'à Paris et, a fortiori, qu'auprès de l'équateur, où il ne valait que 56 735 toises.

[Yahia2004t]

Louange à Dieu, le Très Miséricordieux !

Salam,

Far solitaire
Si à chaque fois que je te propose des liens et que tu me rétorques avec des préjugés comment veux-tu que l’on débatte sérieusement, doit-on accepter aveuglément que la science soit sans faille et qu’il n’y a pas à en douter, nullement !
Et ai-je dit que ce topic avait un lien avec le récit biblique, n’es-tu pas fatigué de toujours interpréter ce que je ne dis point ?

Moreno
"… Imagine que tous ceux qui ont cru que la Terre est plate aient essayé de le prouver."
A titre d’information : la Terre n’est pas ronde mais elle a plutôt l’aspect d’une pomme de terre, c’est l’atmosphère qui lui donne cet aspect sphérique, ronde !
Tu mélanges des points de vue qui ne peuvent s’opposer car en effet, pour les méthodes de datation, sa fiabilité exacte à 100 % n’est pas prouvable ni démontrable mais seulement probable !

Maintenant, concentrons-nous sur les méthodes de datation les plus utilisées, il existe donc la méthode :

C14 :
Lorsqu’un animal meurt, le C14 se décompose, se transforme en Azote Nitrogène et quitte le corps. Après 5 730 années il ne reste que la moitié du C14 d'origine.

Potassium-Argon :
Cette méthode de datation permet de dater des éléments de type volcanique. Le Potassium radioactif présent dans certaines roches éruptives va se désintégrer en donnant de l’Argon. Un calcul du rapport entre les deux permet de donner un âge.
L'évaporation de l'Argon peut poser un problème si la roche a été exposée à des températures supérieures à 125° C. En effet, l'âge mesuré reflète le dernier épisode d'exposition à la chaleur plutôt que l'âge originel de formation de la roche.


Uranium-Plomb :
L' Uranium se décompose en Plomb. Cela prend environ 4,5 milliards d'années pour que la quantité d'origine d'Uranium diminue de moitié.

Et l’étude des strates géologiques : - Cliquer ici -

Exemples qui modifient la méthode de datation
Prenons l’exemple de la datation C14 qui repose sur l’hypothèse que la valeur initiale radioactive est constante, or on sait quelle n’est pas constante et il y a les facteurs de variation ( comme la diminution de la force du champ magnétique terrestre, le climat très chaud puis très froid qui se succède, les échantillons contaminés dans les endroits submergées par les mers à cause de la dérive des continents, certaines végétations qui rejettent les atomes radioactifs de Carbone, mais qui absorbent les atomes normaux de Carbone faussant l’âge des animaux s’en nourrissant… ) qui peuvent modifier la quantité de substance radioactive…

Reprenons la fameuse expérience du réservoir que beaucoup ont ignoré, elle parle d’elle-même :

L' expérience du réservoir d'eau :
L'eau s'écoule d'un réservoir à l'autre à une certaine vitesse. On penserait qu'en mesurant le niveau d'eau dans chacun des réservoirs, et en comparant, on pourrait déterminer depuis combien de temps l'eau coule, tout particulièrement si on connaît la vitesse d'écoulement de l'eau. Cela semble logique, et à première vue personne ne pourrait faire d'objections sur le résultat de votre expérience.
Pourtant, lorsque vous faîtes cela, vous faîtes en même temps trois suppositions:

1 - Peut-être avez-vous pensé qu'au début de l'expérience le second réservoir était vide, mais il ne l'était pas comme vous pouvez le voir.

2 - En ce qui concerne la vitesse, vous aviez pensé que pendant toute la durée de l'expérience, la vitesse était constante, mais ce n'était pas le cas.
En fait vous avez agi ainsi parce que vous n'avez pas tenu compte de facteurs extérieurs. Mais que s’est-il passé ? Pendant que vous n'étiez pas là, quelqu’un s’est introduit dans le laboratoire, et a fait deux choses très importantes. Il a changé la vitesse d'écoulement, et ajouté un seau d'eau entier. Eh oui ! Comme vous n'étiez pas au courant de ces changements, tous vos précieux calculs sont faux! La vitesse présente d'écoulement est plus lente que vous ne le pensiez, le second réservoir était déjà à moitié plein, et ce touche-à-tout à non seulement changé la vitesse d'écoulement...

3 - ... mais a aussi ajouté un sceau d'eau.

Certains me diront : je ne vois pas où tu veux en venir !
Si ! Car maintenant je retourne les questions pour répondre à ce topic… :

Quelle quantité de substance radioactive existait au départ ?
Avons-nous la certitude que le taux de dégradation radioactive ait toujours été constant ?
Avons-nous la certitude que des éléments extérieurs n’a pas modifiée la quantité de substance radioactive qui existait au départ ?

A ces trois questions, il n’y a pas de réponse fiable donc on ne peut logiquement pas donner à notre planète, des dates comme 6 000 ans, 10 000 ans ou 4,5 milliards d’années !
Pour appuyer cela, je vous suggère non pas 1 mais 3 sites quelconque qui divergent dans les dates géologiques ( Cambrien, Jurassique, Trias… ) ils ne se mettent pas d’accord sur ces périodes géologiques, alors comment oser prétendre que ces méthodes sont absolue ?

site n° 1

site n° 2

site n° 3

En conséquence, rien sur le plan scientifique ne peut remettre en cause la création mais en ce qui concerne la théorie de l’évolution, il y a un sérieux danger à l’horizon, car selon eux, le temps assez, assez, assez… long est indispensable pour appuyer l’argument de l’évolution par phase transitoire !!!
Ils ne peuvent que s'accrocher ardemment à cet espoir de datation fiable !

Yahia2004t

[moreno]

L' âge de la Terre

Salut Yahia

Je vois que tu as toujours le même souci avec ce qui peut déranger les données religieuses. J'admire ta persévérance.
NB: à part les laboratoires qui ont donné cet âge de la Terre, il n'en existent pas d'autres qui disent le contraire. En fait tu devrais inverser le processus de ta quête, ça ira mieux j'en suis convaincu. essaye de connaître et ensuite de croire ce que tu sais au lieu de croire d'abord et d'essayer vainement de conforter ta croyance.
Imagine que tous ceux qui ont cru que la terre est plate aient essayé de le prouver.
Cordialement

[FlyingBee]

@Yahia2004t

Je suis profondément heurté par vos réflexions…

Salam mon frère,
Je vous présente mes excuses les plus sincères pour mes mots blessants et je vous remercie d'avoir lancé cette discussion.
Ceci dit, le débat d'idée continue et je reste campé sur ma position opposée a l'idée qui semblait sortir de votre intervention, a savoir que l'âge de la terre n'a que quelques milliers d'années.

Alons cher Yahya, ne soit pas paranoiac relis bien ce que j'ai dis :

Car en lisant ton lien j'ai été vraiment decu, je m'imaginait pas debattre un jour avec des personnes qui croient toujours que la terre a pu etre créé il y a seulement 6000 ou 10000 ans !!! j'espere que c'est pas ton cas

J'ai jamais dis que c'était ton cas mon ami, le problème c'est que tu nous poste des liens de pseudo-scientifiques de bas niveau qui ne vois pas plus loins que leurs bout du nez et qui disent des énormités en bricolant quelques explications de phenomenes parfois non encore elucidés parfaitement par la science, afin de remettre en course le recit biblique.

Alors c'est normal qu'on réagisse de la sorte (envers eux et tout ce qui leurs donne crédis).

[Yahia2004t]

Accusation ou association ?

Louange à Dieu, le Très Miséricordieux !

Salam,

Far solitaire, FlyingBee…
Je suis profondément heurté par vos réflexions…
J’ai mis beaucoup de temps à me convaincre de vous répondre devant tant d’attaques injustifiées, comment pouvez-vous m’accuser de chose que je n’ai point dit ?

Etrangement, seul Bachi a su que la question était une question ouverte et non fermée !
Je m’explique, en français les mots comme les ponctuations ont leur importance et lorsqu’une phrase se termine par un point d’interrogation cela signifie une ouverture vers un dialogue…

Ai-je dit que la Terre avait 6 000 ou 10 000 ans ?
Ma question est plutôt, la Terre notre planète a-t-elle réellement 4,5 milliards d’années ?
Avez-vous seulement compris le but de mon sujet ?
Savez-vous pourquoi j’entame cette voie là qui est en rapport avec l’évolution ?
Et surtout, avez-vous réellement tout lu, si oui pourquoi je ne vois aucun discours à propos de l’Hélium ce gaz léger ou n’avez-vous pas été intrigué par l’histoire du réservoir d’eau ?
Mais non, la seule chose qui compte, c’est va-t-il faire une erreur quelque part…

Mon sujet est : L’âge de la Terre et datation ?
Et non pas : la Terre a 6 000 ou 10 000 ans !

Yahia2004t