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La formation du système solaire

Formation des planètes telluriques (IX)

Selon les modèles, il faut compter entre 1 et 10 millions d'années pour former des planétoïdes compris entre la taille de la Lune et plusieurs fois celle de la Terre, ce qui est compatible avec la durée de vie des disques.

Bien que les planètes rocheuses se forment relativement vite - moins d'un million d'années pour une planète 12 fois plus massive que la Terre, la durée totale d'accrétion peut être dix à cent fois plus longue en fonction des caractéristiques du disque et des configurations planétaires.

La formation des planètes telluriques est plus longue que celle des planètes géantes car ces dernières ont consommé une grande partie du disque initial et n'ont laissé derrière elles que des embryons planétaires dont les dimensions varient entre la taille de la Lune et de Mars, ce qui représente une masse comprise entre environ 1 et 10% de celle de la Terre.

Au fil des révolutions sur des orbites parfois forts excentriques, ces planétoïdes vont subir des perturbations gravitationnelles. Certains vont entrer en collision et être détruits, d'autres seront éjectés hors du système et viendront s'ajouter à la poussière interstellaire.

Sans matière première et compte tenu que les rencontres se font de plus en plus rares à mesure que le temps passe, les modèles indiquent que les planètes de la taille de la Terre se forment en 100 millions d'années sous 2 UA comme on le voit sur la simulation présentée ci-dessous à droite.

Si on applique cette théorie à la formation de la Terre, on constate que ce délai est un peu trop long si on se réfère aux analyses radioisotopiques des plus anciennes roches.

A gauche, simulation de la formation des protoplanètes à partir d'agglomérats du disque. Il faut environ 180000 ans pour que trois planètes de plus de 1000 km de rayon se dégagent. A droite, simulation de la formation de planètes telluriques à partir de la collision de 1885 planétésimaux d'une taille comprise entre celle des astéroïdes et de Mars. On constate qu'en quelques dizaines de millions d'années, le disque donne naissance à de grosses planètes tandis que la majorité des débris disparaissent, soit absorbés par les planètes soit expulsés loin du système. Documents C.W.Ormel et al. (2010) et J.Lunine (2006) adaptés par l'auteur.

En résumé, selon les géologues et les géochimistes notamment, depuis le début de l'accrétion il fallut plus de 10 millions d'années pour former la Terre, ce qui correspond à une époque qui remonte à 4.56-4.50 milliards d'années. Mais à cette époque, la Terre n'était encore qu'un océan de magma. Il fallut patienter 40 millions d'années pour que la structure de la Terre se différencie en noyau + croûte.

Le fait que la structure différenciée de la Terre s'est formée en 40 millions d'années au lieu des 100 millions d'années théoriques s'expliquerait éventuellement par le fait que la différenciation aurait débuté au sein même des planétésimaux avant que ceux-ci ne s'assemblent pour former la Terre.

Une nouvelle fois se pose la question de notre méconnaissance de la structure interne des planétésimaux et la question subsidaire concernant la nature de l'impacteur à l'origine de la Lune. Nous y reviendrons quand nous étudierons la formation de la Lune. C'est la raison pour laquelle l'étude des météorites et l'exploration in situ des astéroïdes et des comètes est très importante pour mieux comprendre la genèse du système solaire.

Enfin, le modèle du Grand Tack entrevu précédemment pourrait expliquer l'importante quantité d'eau contenue sur Terre. En effet, en s'approchant des zones internes du système solaire au début de leur migration, Jupiter et Saturne ont entraîné les planétésimaux, les astéroïdes et autres comètes dormantes dans la zone où la Terre et Mars étaient en train de se former. On estime que si Saturne n'avait pas rattrapé Jupiter dans la zone tellurique et donc là où l'eau avait des chances de se condenser, les astéroïdes glacés et les comètes n'auraient probablement pas été aussi perturbés et la Terre n'aurait pas subi un intense bombardement météoritique et par conséquent les petits corps glacés n'auraient pas apporté beaucoup d'eau sur Terre. Certains déduisent même des simulations que si Saturne n'avait pas existé, la Terre serait aujourd'hui un astre désertique et stérile aussi sec que Mars.

Révision de la relation masse-rayon

A partir de quelle taille et de quelle masse une planète devient rocheuse ou gazeuse ? Sur base des lois de la physique (mécanique, gravitation) et de la thermodynamique, les simulations indiquent qu'une planète ayant la masse de la Terre mais dont le rayon est 4 à 5 fois supérieur à celui de la Terre doit être partiellement ou totalement gazeuse et rocheuse en deça. Cela se vérifie pour le système solaire mais nous allons voir que cela n'est plus vrai  pour toutes les exoplanètes. Aussi, dans notre quête des origines de la Terre et du système solaire mais également des exoplanètes telluriques, il est important de savoir quelle est la limite exacte où une planète rocheuse commence à montrer une densité plus faible que la Terre tout en ayant une atmosphère progressivement plus épaisse. Faute d'information, jusqu'à ces dernières années les astronomes ne le savaient pas exactement.

Diagramme masse-rayon pour 12 planètes dont le rayon < 2.7 fois celui de la Terre. Document Sara Gettel et al. (2016).

Parmi les solutions proposées, en 2010 Robert A. Marcus et ses collègues de l'Université d'Harvard appliquèrent une relation simple entre la masse et le rayon pour simuler l'évolution de planètes telluriques de 2 à 15 masses terrestres constituées de deux couches (un noyau de fer et une enveloppe de glace pure) subissant l'impacts de macroprojectiles de différentes vitesses et masses. Ce modèle fut appliqué avec succès à 2 exoplanètes rocheuses identifiées par le satellite Corot et le projet MEarth et à la structure de planètes mercuriennes géantes constituées à 70% de fer. Leurs résultats montrent qu'une planète tellurique géante peut facilement perdre sa couche volatile par "stripping" (suite aux impacts extérieurs) et ne peut pas rester gazeuse en-dessous d'une masse d'environ 5 fois celle de la Terre et sous un rayon de 1.3 fois celui de la Terre. Leur relation apparaît sous la forme de pointillés noirs dans le diagramme présenté ci-dessous à gauche.

En 2013, Li Zeng et al. étudièrent un modèle également basé sur la relation masse-rayon mais pour des planètes telluriques composées de trois enveloppes : un noyau de fer, un manteau de silicates (de l'enstatite MgSiO3 ou ses polymorphes à haute pression) et une surface d'eau sous différents états (liquide, glace et superionique c'est-à-dire sous haute température et haute pression en profondeur).

Leur relation masse-rayon semi-empirique s'écrit sous la forme : R/Rt = (1.07 - 0.21 * CMF)(M/Mt)1/3.7 avec CMF la fraction de masse du noyau variant entre 0.0 et 0.4 pour des astres de 1 à 8 M. Elle apparaît sous la forme de courbe noire dans le diagramme présenté à gauche.

Les simulations montrent qu'on peut obtenir un noyau métallique à partir d'une nébuleuse protosolaire composée de 74% d'hydrogène, 1.07% d'oxygène, 0.1% de fer, 0.65% de silicium et 0.058% de magnésium. Pour des pressions inférieures à 10-4 bars, on constate que le silicium se condense avant le fer. Si le fer ne se mélange pas à d'autres éléments (immiscible), un noyau constitué de fer et d'un peu de silicium se forme (rapport Si/Fe=0.6) entouré d'un manteau à base de silicates et d'oxydes métalliques (MgO+SiO2).

Ce modèle fut appliqué avec succès à 15 exoplanètes rocheuses de 0.1 à 100 masses terrestres identifiées par les satellites Kepler et Corot. Les résultats de travaux complémentaires autour du modèle PREM (Preliminary Reference Earth Model) appliqué à 6 autres exoplanètes telluriques furent publiés dans un nouvel article en 2016. Selon Zend, leur modèle s'applique non seulement à la Terre mais également à la stucture de planètes naines comme Pluton, y compris de lunes et d'exoplanètes à condition qu'elles présentent une distance et une composition chimique similaires à celle de la Terre. Cette dernière condition est raisonnable si on se base sur les abondances des éléments clés comme le fer, le silicium, le magnésium et l'oxygène dans les systèmes proches et qu'on retrouve également dans certaines météorites comme les chondrites carbonées. Ceci dit, une théorie qui s'applique avec succès sur une poignée d'astres ne signifie pas qu'elle est valable pour toutes ni même la majorité des exoplanètes telluriques. Pour cela, il faudrait que le modèle PREM s'applique à toutes les exoplanètes concernées avec une margeur d'erreur très réduite.

Quoi qu'il en soit, ces travaux ainsi que ceux antérieurs de Courtney D. Dressing et al. (2015) et Hugh F. Wilson et al. (2014) servirent de base à l'étude de Sara Gettel du CfA de l'Université d'Harvard et une équipe internationale d'astronomes qui ont pu mesurer avec précision la masse et le rayon de 12 exoplanètes dont ceux de Kepler 454b qui gravite en 10.6 jours à 0.0954 UA autour d'une étoile de type solaire située à 500 années-lumière. Ces données furent complétée par des mesures spectrographiques réalisées avec le télescope Keck de 10 m d'Hawaii et le télescope italien Galileo (TNG) de 3.58 m installé sur l'île de San Miguel de La Palma.

Illustration artistique de l'exoplanète rocheuse Kepler BD+20594b de 16 masses terrestres et aussi volumineuse que Neptune. Document JPL/Caltech.

L'ensemble de ces études a révélé d'intéressantes informations. Les planètes dont le rayon est inférieur à 1.16 fois celui de la Terre sont rocheuses, d'une composition équivalente à celle de la Terre, suivant une relation simple entre leur masse et leur rayon comme le montre le diagramme récapitulatif ci-dessus.

Toutefois, les planètes dont le rayon est compris entre 2 et 2.7 fois celui de la Terre présentent une faible densité et ne suivent plus cette simple relation. Selon Gettel et son équipe, cela suggère que ces exoplanètes contiennent une fraction significative de matériaux volatils, probablement sous forme d'une épaisse enveloppe gazeuse d'eau, d'hydrogène et/ou d'hélium.

Les nouvelles mesures indiquent que Kepler 454b présente un rayon de 2.37 R (contre 1.68 R auparavant) pour une masse d'environ 8.8 fois celle de la Terre, soit 3 fois plus petite qu'Uranus ou Neptune mais environ deux fois plus dense tout en étant moitié moins dense que la Terre (2.76 g/cm3 contre 5.51 g/cm3 pour la Terre). Notons que l'équipe découvrit également l'existence de deux nouvelles exoplanètes plus massives que Jupiter orbitant à plus grande distance.

A priori ceci renforcerait l'idée que les planètes rocheuses ne grandiraient plus au-delà d'un rayon de ~1.6 fois celui de la Terre et que les planètes ayant plus de 6 fois la masse de la Terre présenteraient une faible densité et/ou seraient entourées d'une vaste enveloppe gazeuse. Si cela se vérifie dans certains cas, cette théorie été balayée en 2016 par la découverte par Néstor Espinoza et son équipe de l'Université Pontificale Catholique du Chili de Kepler BD+20594b, une exoplanète de la taille de Neptune mais "de pure composition rocheuse" en orbite autour d'une éotile de type K située à 496 années-lumière dans la constellation du Taureau. Cette exoplanète qui gravite à 0.24 UA de son étoile soit deux fois plus près que Mercure est 16 fois plus massive que la Terre et présente une masse volumique de 8 g/cm3. Si proche de son étoile, elle est évidemment inhabitable et a perdu son atmosphère et son eau. Ces nouvelles données vont permettre aux planétologues d'affiner les modèles planétaires. Nous en saurons certainement plus en 2017 lorsque la NASA lancera le satellite TESS qui mesurera les paramètres de plus de 200000 étoiles à la recherche d'éventuelles variations lumineuses qui signaleraient le passage d'une exoplanète.

Enfin, le tableau suivant résume les abondances des éléments chimiques dans les différents environnements que nous avons décrits. Ainsi qu'on le constate, à chaque étape de la complexité croissante la proportion des éléments chimiques est très différente, témoignant d'une transformation radicale de la matière en fonction de la nature et des propriétés des corps. Toutefois, on retrouve malgré tout une poignée d'éléments communs : H, He, O, Fe, Si, Mn, C, N et Al, les autres étant pratiquement à l'état de traces (tout en constituant parfois localement de véritables stocks quasiment inépuisables).

La formation de la Terre et de la Lune

Abondances des éléments dans la Terre primitive comparées aux chondrites C1. Notez la très faible abondance du carbone d'origine cométaire. La température indiquée est celle où 50% de l'élément est sous forme solide à la pression minimale de la nébuleuse protosolaire selon K.Lodders (2003). Document A.Morbidelli et B.Wood (2015) adapté par l'auteur. 

Qu'en est-il de la genèse de la Terre ? Selon les dernières estimations, la Terre serait âgée de 4.5685 ±0.5 milliards d’années. C'est également l'âge des plus anciennes météorites.

Pendant les premiers 70 à 100 millions d'années, la Terre n'était qu'une planète de magma à la surface de laquelle la température dépassait 1200°C. La pression de la vapeur d'eau était supérieure à 270 bars, celle du gaz carbonique comprise entre 40 et 210 bars avec un très fort effet de serre. Il va sans dire qu'à cette époque la Terre était rougeoyante et très hostile et l’atmosphère envahie de gaz carbonique suffocants.

L'atmosphère primitive d'hydrogène capturée du disque par gravitation s'est rapidement dispersée et s'échappa dans l'espace. L'analyse des roches primitives extraites des fonds marins a montré qu'en l'espace d'un million d'années, elle fut remplacée par les gaz issus du dégazage des planétésimaux qui ont représenté 80 à 85% de l’atmosphère actuelle, le reste s'étant progressivement formé au cours des 4.4 milliards d'années qui suivirent. Entre 4.56 et 4.40 milliards d'années, le dégazage intensif a permis de remplacer l'atmosphère primitive par des éléments volatils extraterrestres ou résultant de transformations chimiques locales.

Il fallut ensuite patienter encore 70 à 100 millions d'années pour que la température en surface tombe sous 300°C. C'est donc vers 4.47-4.40 milliards d'années que l'eau a pu se condenser et former les océans et seulement ensuite qu'on assista au dégazage du gaz carbonique dans les océans puis à sa séquestration dans le manteau. C'est également à cette époque que débuta la solidification superficielle du magma et la formation d'un croûte solide.

Les rapports d'abondance du carbone et des éléments volatiles

De nombreuses autres questions restent en suspens. Parmi celles-ci, le rapport d'abondance du carbone et des éléments volatiles terrestre ne s'explique pas simplement du fait du bombardement météoritique ou de l'évolution de la géochimie mais plutôt dans un contexte cosmochimique. Dans une étude publiée en 2016, le pétrologue Rajdeep Dasgupta de l'Université Rice et son équipe de géophysiciens ont décrit les résultats d'expériences simulant les conditions dantesques de pressions et de températures régnant à 400 km sous la Terre ainsi que sur Mercure au moyen d'une puissante presse hydraulique.

Selon Dasgupta, les éléments tombés sur Terre suite aux impacts de météorites et de comètes quelque 100 millions d'années après la formation de la Terre ont pu éviter l'intense chaleur de l'océan de magma qui couvrait alors la planète. Si ce mécanisme explique l'abondance de nombreux éléments terrestres, il n'existe aucun type de météorite pouvant produire le rapport d'abondance des éléments volatiles qu'on trouve dans les silicates terrestres (des molécules de silicium et d'oxygène combinées à différents métaux composants plus de 97% de la croûte terrestre). Un impacteur beaucoup plus massif a certainement dû apporter la quantité de carbone et peut être également d'autres éléments volatiles (l'étude s'étant focalisée sur le carbone et le soufre).

Selon le scénario de Dasgupta, un petit planétésimal différencié comme l'embryon de Mercure contenant un manteau de carbone et un noyau riche en silicium aurait percuté la Terre il y a environ 4.5 milliards d'années, lui apportant du carbone très tôt dans son histoire. Au cours de son évolution, les métaux lourds présents en surface se sont enfoncés dans le manteau pour se concentrer dans le noyau et la graine. Les alliages métalliques liés au carbone et au soufre ont été entraînés jussqu'au manteau (riche en carbone) tandis que le reste du carbone s'est vaporisé dans l'espace (et même si ce carbone ne s'est pas vaporisé, il aurait fini dans le coeur métallique dont les alliages ont de fortes affinités pour le carbone).

A gauche, crash planétaire entre un planétésimal différencié aussi grand que l'embryon de Mercure et la Terre primitive à une époque où elle était encore recouverte d'un océan de magma. A droite, le scénario décrivant l'abondance du carbone et du soufre observés sur Terre suite à cet impact. Documents NASA/JPL et R.Dasgupta et al. (2016) adapté par l'auteur.

Ce serait donc grâce à la collision avec cet objet massif différencié que son coeur plongea directement jusqu'au centre de la Terre et que le carbone s'est dispersé dans le manteau de la Terre primitive. Le carbone ajouté au manteau est finalement remonté en surface où il s'est solidifié, formant la croûte terrestre. Il s'est ensuite lié à d'autres éléments pour former des composés organiques complexes, les briques du monde vivant.

Par la suite, nous verrons à propos de la Lune que l'astéroïde Théia percuta violemment la Terre, libérant dans l'espace suffisamment de matière pour former la Lune.

A voir : La collision Terre-Theia (future Lune), NASA/SwRI/Robin Canup

Formation de la Lune, NASA

La Lune aurait pu être un corps insignifiant comme la plupart de celles orbitant autour des autres planètes mais avec son visage radieux elle mérite toute notre affection car il est probable qu'elle permit à la vie de se maintenir sur cette petite planète bleue fragile qui lui donna naissance. En effet, sans la Lune, la Terre aurait balancé sur son axe de manière chaotique et sa surface aurait connu un climat variable et tempétueux sous toutes les latitudes. Par conséquent, il est probable que la vie aurait eu beaucoup mal pour survivre et se développer dans ces conditions très hostiles. Enfin, sans Lune, pas de marées lunaires ni d'éclipses pour égayer nos loisirs. Quant à son influence sur la météo (sur les masses d'air), sur les plantes ou sur les naissances, considérons que cela est anecdotique et en tous cas rien n'est démontré scientifiquement. Ceci dit, la vie du corail comme la croissance de certains coquillages dépendent de la lunaison. La présence fortuite de la Lune a donc probablement été une chance inouïe pour la vie et continue à l'influencer à travers des mécanismes qui demeurent inconnus.

Le bombardement tardif

L'étude de la surface de la Lune montre qu'une seconde vague d’impacts météoritiques eut lieu entre 3.9-3.7 milliards d’années et donna naissance à Mare Serenitatis (l'oeil droit) puis à Mare Imbrium (l'oeil gauche) suivi il y a 3.2 milliards d'années par un dernier impact majeur qui forma Mare Orientale sur sa face cachée. Ces traces représentent le dernier enregistrement du bombardement massif dont la Terre et la Lune furent victimes qu'on nomma le "Bombardement Intensif Tardif" ou l"Apport Tardif" ("Late Accretion" ou "Late Veneer" en anglais, cf. A.Morbidelli et B.Wood, 2015).

Ainsi formée à partir de la Terre, on retrouve dans les roches lunaires la même proportion des isotopes de l'oxygène qu'on ne retrouve pas dans les météorites. D'un autre côté, l'abondance des roches lithophiles et sidérophiles réfractaires présentes dans la Terre primitive riche en silicates et dans les météorites CI est similaire, apportant un indice supplémentaire en faveur de la théorie de l'accrétion.

La face cachée de la Lune vue par LRO, NASA

La Lune témoigne dans ses chairs que la naissance du système solaire fut violente. A gauche, son visage habituel qui ne fut que légèrement exposé aux impacts météoritiques, les grandes formations ayant eu le temps de se combler de lave. A l'inverse, sa face cachée à droite témoigne d'un passé marqué par un bombardement météoritique intense qui n'a eu de cesse que voici quelques millions d'années. Le cratère à rayon est Jackson tandis que la tache sombre à sa gauche est Mare Moscoviense dont la partie sombre mesure 227 km de longueur et se trouve plus bas que le niveau moyen de la Lune. Ces images ont été prises par la sonde spatiale LRO à 643 nm. Documents LRO/NASA/U.Az.

L'origine de l'eau des océans

Des simulations effectuées par Harold Levison et son équipe du SwRI en 2000 indiquent que durant le bombardement tardif, la probabilité de collision d'un planétésimal avec la Terre était d'environ 10-6; seul 1/20000 de la masse terrestre a pu être constitué de matériaux cométaire provenant de la région des TNO. Même s'ils étaient constitués à 100% d'eau et présentaient une efficacité d'impact de 100%, ils n'ont apporté que 10% de l'eau présente actuellement sur Terre, une valeur confirmée par le rapport D/H de l'eau terrestre qui représente la moitié de celui attendu pour les comètes transneptuniennes. L'eau des océans a donc été "délivrée" par d'autres objets.

Selon la théorie de l'accrétion des planètes telluriques, il est plus probable que l'eau fut apportée par des planétésimaux de la Ceinture des astéroïdes. En effet, parmi les 24 planètes telluriques formées dans les 11 simulations analysées par Alessandro Morbidelli et son équipe en 2000, 18 planètes ont incorporé au moins un embryon originaire d'au-delà de 2.5 UA. Par analogie avec les astéroïdes, ils étaient probablement fortement hydratés (jusqu'à 10% de leur masse) et présentaient un rapport D/H semblable à celui des chondrites carbonées qui est en moyenne très proche des valeurs terrestres.

D'autres études ont donné les mêmes résultats. En 2007, Sean Raymond de l'Université du Colorado et ses collègues Thomas Quinn et Jonathan Lunine ont réalisé de nouvelles simulations de systèmes protoplanétaires calmes dont les astres présentent une faible excentricité ou des planètes géantes de faible masse, ce qui est commun dans la Galaxie. Ils confirment que des embryons riches en eau provenant de la région extérieure de la Ceinture des astéroïdes peuvent facilement apporter toute l'eau de la Terre. Comme on le voit ci-dessous à droite, en quelques dizaines de millions d'années de nombreuses planètes telluriques peuvent accumuler entre 2 et 70 fois le poids de nos océans !

A gauche, simulations du bombardement de la Terre calibrées sur l'histoire du bombardement de la Lune. A partir de de 4.1 milliards d'années, les propjectiles ne dépassaient pas la taille de Cérès soit 1000 km. Au centre, résultat des simulations réalisées en 2007 indiquant que des planétésimaux riches en eau provenant de la Ceinture externe des astéroïdes peuvent facilement expliquer l'origine de l'eau de nos océans. En quelques dizaines de millions d'années, certaines planètes telluriques peuvent contenir jusqu'à 70 fois plus d'eau que la Terre. A droite, comparaison des abondances des éléments volatils atmophiles He, C, N, Ne, Ar, Kr et Xe entre différents réservoirs géochimiques et cosmochimiques. Les abondances sont normalisées au néon et à la composante solaire. Documents A.Morbidelli et B.Wood (2015), S.Raymond et al. (2007) et M.Gargaud (2005) adaptés par l'auteur.

Pour confirmer que l'eau apparut très tôt dans l'histoire de la Terre, en 2007 Martina Menneken de l'Université Wilhelms de Westphalie et ses collègues ont découvert dans l'ouest de l'Australie de minuscules diamants dans des cristaux de zircon remontant à 4.4 milliards d'années et contenant de l'oxygène d'origine terrestre. Or l'oxygène ne peut se former qu'en présence de lave ou d'argile, ce dernier se formant dans l'eau (par ex. les silicates d'aluminium hydratés ou phyllosilicates). Ces traces nous apportent donc la preuve que l'eau et l'oxygène existaient déjà à la surface de la Terre à cette époque. Leur quantité et leur étendue font encore l'objet de spéculation. Mais une chose est certaine, il y avait de l'eau chaude sur Terre il y a 4.4 milliards d'années, probablement sous forme d'océans.  En 2015, Mark Harrison et ses collègues de l'UCLA auraient même découvert dans des zircons des traces carbonées remontant à 4.1 milliards d'années suggérant que la vie aurait pu exister à cette époque. Mais rien n'est confirmé. On y reviendra.

La métamorphose de Gaïa

Il y a environ 4.3 milliards d'années, la Terre disposait d'une Lune, d'une croûte solide, d'étendues de laves solidifiées et présentait des océans d'eau chaude d'une température estimée à 70°C. Mais une épaisse couche nuageuse nous voilait encore le visage de la Terre.

Ce n’est qu’au bout d’un milliard d’années environ que le visage de Gaïa se métamorphosa. Après une longue période de dégazage qui donnera toute l’eau des océans, son atmosphère devint orange, zébrée de nuages de méthane et d’ammoniac. La mer prit une couleur vert-olive, envahie par les premières colonies bactériennes.

A lire : Les grandes étapes de l'évolution de la Terre et de la vie (sur ce site)

La métamorphose de Gaïa

Documents T.Lombry et METEOSAT/ESA.

Après le refroidissement des laves, l'assoupissement des activités volcaniques et atmosphériques, la température ambiante redescendit progressivement sous 40°C. La vie bactérienne profita de cette accalmie pour conquérir tous les biotopes et prolifera dans un monde à présent propice à son développement. Mais le développement de la vie est un processus très lent. La Terre fut une planète exclusivement couverte de bactéries et autres colonies microbiennes durant plus de 3 milliards d'années, soit durant les trois-quart de son existence.

Finalement, au terme de 4 milliards d'années de très lente évolution, Gaïa abandonna nonchalamment quelques nuages constitués d'eau dans l’atmosphère, nous laissant découvrir le dessin finement ciselé des mers et des continents qui porteront la vie. Le voile nuageux se dissipant, l'énergie solaire favorisa le développement d'une vie plus évoluée, marine tout d'abord, végétale puis animale ponctuée de périodes de stases, d'extinctions, de mutations et de prolifération des espèces pour aboutir à l'homme. Nous reviendrons sur les détails de cette évolution dans les articles consacrés aux grandes étapes de l'évolution de la Terre et de la vie, à la bioastronomie ainsi que celui sur les origines et l'avenir de l'homme.

Enfin, le tableau suivant résume les abondances des éléments chimiques dans les différents environnements que nous avons décrits. Ainsi qu'on le constate, à chaque étape de la complexité croissante la proportion des éléments chimiques est très différente, témoignant d'une transformation radicale de la matière en fonction de la nature et des propriétés des corps. Toutefois, on retrouve malgré tout une poignée d'éléments communs : H, He, O, Fe, Si, Mn, C, N et Al, les autres étant pratiquement à l'état de traces (tout en constituant parfois localement de véritables stocks quasiment inépuisables).

Abondance des éléments chimiques

Elément

Z

Univers

Nébuleuse

protosolaire*

Soleil

Terre

Terre

(croûte)

Terre

(atm)

Terre

(mer)

Corps

humain

Hydrogène

1

92.8 3 94 0.88 0.14 0.00005 10.8 10.1

Hélium

2

7.1 1 6 0.00042   0.00052   -

Oxygène

8

0.1 30 0.06 49.1 46 21 85.8 65.4

Fer

26

0.004 32 0.003 4.6 5.6 -   0.006

Silicium

14

0.005 16 0.005 25.5 28.1     0.002

Magnésium

12

0.005 15 0.004 2 2.3 - 0.0129 0.05

Carbone

6

0.06 1 0.04 0.087   0.03 - 18.1

Azote

7

0.015   0.007 0.03 2.4 78 - 3

Aluminium

13

0.00022 1   7.6 8.2 -    

Calcium

20

0.00015     3.4 4.1   0.041 1.5

Sodium

11

0.0001     2.6 2.4   1.1 0.2

Potassium

19

      2.41 2.1 - 0.039 0.2

Néon

10

0.012   0.004 -   0.0018   -

Soufre

16

0.002 1 0.001 0.048 0.0035   0.095 0.25

Titane

22

      0.41 0.6 -    

Lithium

3

0.00023     0.006        

Argon

18

0.00035     0.00036   0.93   -

Phosphore

15

0.00002     0.09 0.1 -   1

Chlore

17

0.00002     0.19 0.014   1.9 0.15

Nickel

28

0.000064     0.015 0.0084 -    

Chrome

24

0.000018     0.019 0.010 -    

Manganèse

25

0.000016     0.085 0.095 -    

Argon

18

0.00035     0.00036       -

Krypton

36

0.00012         0.00011   -

* La composition initiale de la nébuleuse protosolaire est différente de celle du disque protosolaire qui forma les planètes et les petits corps. Le disque est composé aux 3/4 de sa masse d'hydrogène et 1/4 d'hélium. Seuls 2% du total sont constitués de tous les autres éléments dont 1.4% de mélanges hydrogénés, 0.2% de métaux et 0.4% de silicates.

Les cases blanches sont des éléments à l'état de traces (< 0.00001%).

Adapté de A.G.W Cameron (1973) et des Elements chimiques.

Caractéristiques des planètes

Qu'est-ce qu'une planète ? Jusqu'en 2006, l'Académie Nationale des Sciences américaine définissait une planète comme étant un corps de moins de 2 masses joviennes tournant autour d'une étoile. Mais nous verrons dans une autre page que cette définition vieille de plusieurs décennies est aujourd'hui insuffisante et dut être amendée car elle sous-entendait que des astéroïdes de quelques kilomètres de diamètre étaient également considérés comme des planètes...

Autour du Soleil gravitent huit planètes. En s'éloignant de lui nous trouvons dans l'ordre Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Pluton, Eris et autre Sedna sont des membres à part classés parmi les planètes naines. Chaque planète gravite sur une orbite stable en accord avec les lois de Kepler et de Newton, en équilibre et parfois en résonance très prononcée avec ses voisines.

A lire : Les lois de Kepler

Tailles relatives des planètes par rapport au Soleil

On constate que toutes les planètes gravitent dans un même plan baptisé l'écliptique qui est large de 17 degrés et dont la projection sur le ciel couvre les douzes constellations du zodiaque, du Bélier aux Poissons. Cela ne sert donc à rien de rechercher une planète dans la constellation d'Orion, vous ne la trouverez pas.

Si les planètes brillent dans la nuit, à l'inverse des étoiles, elles n'ont pas l'énergie suffisante pour produire leur propre luminescence. Leur éclat ne provient que de la réflexion de la lumière qu'elles reçoivent du Soleil. C'est le pouvoir réfléchissant (l'albedo) de leur surface qui leur donne plus ou moins de clarté, qui varie bien entendu en fonction de leur phase et de la distance.

A présent que nous avons décrit la formation et l'évolution du système solaire jusqu'à aujourd'hui, à la lumière des découvertes spatiales, nous verrons dans un autre dossier quelles sont les connaissances que nous avons acquises sur tous les astres peuplant le système solaire.

Pour plus d'informations

Sur ce site

Une façon de vivre propre aux étoiles (formation de la protoétoile)

La Terre (description générale)

Les grandes étapes de l'évolution de la Terre et de la vie

Critique de la Théorie Laplacienne Moderne

Sur Internet

Le modèle de Nice, S&T, YouTube

Cours de mécanique orbitale, Université Aix-Marseille II

Cours de planétologie (texte pour impression), F.Roques/Obs. Paris

Phénomènes non linéaires et astrophysique II: Turbulence (Cours M2, PDF), par Sébastien Galtier/IAS, 2007

La conservation du moment cinétique, Denis Gialis (PDF)

Cours d'astronomie (PDF, cours C4), F.Combes/Obs.Paris

L'évolution stellaire (PDF, aperçu pour DEA), Tristan Guillot

Les éléments chimiques (et leurs abondances)

List of Discovered Interstellar Molecules, Obs.Paris

David Jewitt, UCLA

TESS, NASA/GSFC

Planet hunters (application Zooniverse pour aider le sprofessionnels à découvrir des exoplanètes)

Formation des systèmes stellaires et planétaires. Conditions d'apparition de la vie (PDF), Acad. Eur. Interdisc. des Sciences, EDP Sciences, 2015

Articles scientifiques

Revue des différentes théories

The Solar - Origin and Evolution, Michael Woolfson, Q.J. of the Royal Astr.Soc, 34, 1992

Origin of the Solar System, A.G.W. Cameron, Ann. Rev. of Astr. & Astroph., 26, pp.441-472, 1988

A Survey of Theories Relating to the Origin of the Solar System, I.P.Williams et A.W.Cremin., Quat.J. of the Royal Astr.Soc.,  9, p.40, 1968

On the Origin of the Solar System, Dirk Ter Haar, Ann. Rev. of Astr. & Astroph., 5, pp.267-278, 1967

Modèle de Nice

Solar System evolution from compositional mapping of the asteroid belt, F. E. DeMeo et B. Carry, Nature, 505, p.629-634, 2013

Mass Distribution and Planet Formation in the Solar Nebula, S.M.Desch, Ap.J., 671, pp.878-893, 2007

Origin of the cataclysmic Late Heavy Bombardment period of the terrestrial planets, A. Morbidelli et al., Nature, 435, pp.466-469, 2005

Source regions and time scales for the delivery of water to Earth, A. Morbidelli et al., Meteorites & Planetary Science, 35, pp.1309-1320, 2000

Modèle du Grand Tack

The Grand Tack model: a critical review, Sean N. Raymond et Alessandro Morbidelli, 2014

A low mass for Mars from Jupiter's early gas-driven migration, Kevin J. Walsh, Alessandro Morbidelli et al., 2011

Formation des planètes géantes et des astéroïdes

Formation of the Giant Planets by Concurrent Accretion of Solids and Gas, James Pollack et al., Icarus, 124, 1, pp.62-85, 1996

The compositions of Kuiper Belt Objects, Michael E. Brown, 2012

Formation des planètes telluriques

Growth of asteroids, planetary embryos and Kuiper belt objects by chondrule accretion, Anders Johansen et al., 2015

Late Accretion and the Late Veneer, Alessandro Morbidelli et Bernard Wood, 2014

Volatile accretion history of the terrestrial planets and dynamic implications, Francis Albarède, Nature, 461, pp.1227-1233, 2009

High-Resolution Simulations of The Final Assembly of Earth-Like Planets. Water Delivery And Planetary Habitability, Sean Raymond, Thomas Quinn, Jonathan Lunine, Astrobiology, 7, 1, 2007

Collisional Cascades in Planetesimal Disks. II. Embedded Planets, Scoot Kenyon et Benjamin Bromley, Astron. J., 127, 1, pp.513-530, 2004

Protoplanet Migration by Nebula Tides, William Ward, Icarus, 126, 2, pp. 261-21, 1997

Rapid Growth of Asteroids Owing to Very Sticky Interstellar Organic Grains, Michiya Higa et al., Ap.J., 566, L121-L124, 2002

Formation du coeur de Larson et composition du disque protoplanétaire

Protostellar disk formation and transport of angular momentum during magnetized core collapse, Marc Joos et al., Astron.& Astroph., 2012

The composition of the protosolar disk and the formation conditions for comets, Karen Willacy et al., Space Sci. Rev., 2015

Observations of Circumstellar Disks, Bo Reipurt, 2009

Hydrogen and Nitrogen cosmochemistry: A review, Adam Waszczak (ArXiv), 2013

Comparisons between the accretion flows of low and intermediate mass stars, Lee Hartmann, Astronomy Reviews, 43, 1, 1999

Protoplanetary disk structure with grain evolution, Thomas Henning et al., 1999

Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements, Katharina Lodders, Ap.J., 591, pp.1220-1247, 2003

The Formation and Evolution of Prestellar Cores, P.André, S.Basu et S.Inutsuka, 2008

The Initial Conditions for Protostellar Collapse: Observational Constraints, Philippe André, EAS, 2002

Internal structure of a cold dark molecular cloud inferred from the extinction of background starlight (sphère de Bonnor-Ebert), João F. Alves et al., Nature, 409, pp.159-161, 2001

A Radiation Hydrodynamic Model for Protostellar Collapse. II. The Second Collapse and the Birth of a Protostar, Hirohiko Masunaga et Shu-ichiro Inutsuka, ApJ, 531, 1, pp.350-365, 2000

Numerical Calculations of the Dynamics of a Collapsing Proto-Star (coeur de Larson), Richard B. Larson, MNRAS, 145, 3, 1969

From Pre-Stellar Cores to Protostars: The Initial Conditions of Star Formation, Philippe André et al., Protostars & Planets IV, 2000

Abundances of the elements in the solar system, A.G.W Cameron, Space Sci. Rev., 15, 121-146, 1973

Magazines scientifiques et de vulgarisation

Icarus, Earth, Moon and Planets, The Astrophysical Journal, The Astrophysical Journal Letters

Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (MNRAS)

Science (AAAS), Nature, Scientific American, La Recherche

Livres

L'exploration du système solaire, Peter Bond, De Boeck, 2014

Le Soleil, la Terre... la vie : La quête des origines, Robert Pascal et al., Belin - Pour la Science, 2009

L'environnement de la terre primitive, Muriel Gargaud, Presses Universitaires de Bordeaux, 2005

Le système solaire, Thérèse Encrenaz et al., EDP Sciences, 2003

Atmosphères planétaires, Thérèse Encrenaz, Belin - CNRS Editions, 2000

Exposition du système du monde (2 tomes), Pierre-Simon de Laplace, 1796; Kessinger Publishing, 2010

Oeuvres philosophiques (Principia Philosophiae, 3 tomes), René Descartes, 1644 (VF 1647); Garnier, 2010.

En anglais

Origin of the Solar System, R.Jastrow et A.G.W. Cameron, Academic Press Inc., 1963; Andesite Press, 2015

The Cambridge Guide to the Solar System, Kenneth R. Lang, Cambridge University Press, 2011

The Formation and Early Evolution of Stars: From Dust to Stars and Planets, Norbert S. Schulz, Springer-Verlag, 2014

From Dust to Stars, Norbert S. Schulz, Springer-Verlag, 2010

Protoplanetary Dust, s/dir. Daniel Apai et Dante S. Lauretta, Cambridge University Press, 2010

The Formation of Stars, Steven Stahler et Francesco Palla, Wiley VCH, 2004

The New Solar System, K.Beatty, B.O'Leary et A.Chaikin, Sky Publishing/Cambridge University Press, 1999

Exploring the Planets, Eric H. Christiansen et Kenneth W. Hamblin, Prentice Hall, 1995

Sir James Jeans. A Biography, E.A.Milne, Cambridge University Press, 1952/2013.

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