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 composés de roches et de métaux dont les dimensions peuvent atteindre la taille de la Lune ou de Mars, ce qui représente une masse comprise entre environ 1 et 10% de celle de la Terre.

Ce bombardement des protoplanètes par les planétésimaux et autres astéroïdes dura des dizaines de millions d'années et donna naissance aux quatre planètes telluriques, la Lune et aux diverses ceintures d'astéroïdes.

Mais il reste beaucoup de questions en suspens, parmi lesquelles en combien de temps s'est formée une planète tellurique comme la Terre ?

Sans matière première et compte tenu que les rencontres entre embryons planétaires et les protoplanètes se font de plus en plus rares à mesure que le temps passe, les premiers modèles indiquaient que les planètes de la taille de la Terre se formaient entre 10 et 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 trop long si on se réfère aux datations des météorites et des plus anciennes roches terrestres.

En résumé, selon les géologues et les géochimistes notamment, depuis le début de l'accrétion il fallut non pas 10 millions mais 5 millions d'années pour former la Terre, ce qui correspond à une époque qui remonte à 4.6 milliards d'années. Mais à cette époque, la Terre n'était encore qu'une protoplanète de magma. Il fallut patienter 40 millions d'années pour que la structure de la Terre se différencie en noyau et une croûte.

Le fait que la structure différenciée de la Terre se serait 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. Mais nous verrons plus bas que cette théorie n'est pas partagée par tous les planétologues.

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. Mais si on se réfère à l'âge des plus anciennes météorites et des roches terrestres, ce délai d'au moins 100 millions d'années pour former une planète comme la Terre est trop long. Documents C.W.Ormel et al. (2010) et J.Lunine (2006) adaptés par l'auteur.

Ce résultat montre une nouvelle fois 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 décrit précédemment pourrait expliquer l'importante quantité d'eau contenue sur la 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.

Voyons justement pour quelles raisons certaines planètes telluriques ont conservé leur atmosphère alors que d'autres l'ont perdue.

Effet de l'activité solaire sur les planètes telluriques

Le physicien et mathématicien Nikolai Erkaev de l'Université Fédérale de Sibérie (SFU) et ses collègues d'Autriche et d'Allemagne ont simulé l'effet de l'activité d'une étoile sur des protoplanètes telluriques et leur évolution jusqu'à la formation des planètes et de leur atmosphère. Leurs résultats publiés en 2017 dans la revue "Icarus" montre qu'en appliquant ce modèle au système solaire primitif, étant donné la faible masse de Mars, quelle que soit l'intensité du rayonnement solaire et notamment des UVE et les contraintes sur les teneurs isotopiques, l'atmosphère d'une si petite planète et ses éventuels océans ont tendance à disparaître. L'hydrogène disparaît en premier, le vent qu'il génère en haute altitude entraînant les gaz plus lourds (oxygène, dioxyde de carbone et gaz nobles) comme une tempête entraîne les aérosols. Par conséquent, en perdant son atmosphère, Mars a également perdu ses étendues liquides. Selon les simulations, il faut seulement quelques dizaines de millions d'années pour que l'atmosphère disparaisse, ce qui est très rapide à l'échelle de l'évolution du système solaire.

Illustration de deux scénarii possibles pour la formation et l'évolution de Vénus. En (a), la protoplanète formée à l'intérieur du nuage de poussière et de gaz capture sa proto-atmosphère d'hydrogène. Puis, elle augmente sa masse et sa quantité de gaz volatils par accrétion de planétésimaux. En (b), seuls de petits planétésimaux se sont formés dans le nuage protoplanétaire. Ensuite, la planète s'est formée par l'accrétion de ces planétésimaux. Document N.Nikolai et al. adapté par l'auteur.

Concernant Vénus, sachant que de nos jours son atmosphère est très chargée en gaz carbonique, initialement l'activité solaire devait être assez faible. En effet, les simulations montrent que si l'activité du jeune Soleil avait été intense, Vénus aurait perdu son atmosphère alors qu'un taux modéré de rayonnement lui aurait permis de la conserver jusqu'à aujourd'hui. Un Soleil relativement inactif durant les premières phases de l'évolution planétaire peut également expliquer l'état actuel de Vénus.

De manière générale, les résultats de cette modélisation montrent que pour obtenir des planètes telluriques comme Vénus, la Terre ou Mars, les scénarii favorisent une faible activité solaire et une atmosphère contenant une petite quantité résiduelle d'hydrogène libérée par les planétésimaux durant la phase d'accrétion. Dans les autres cas, une grande quantité de dioxyde de carbone est perdue durant l'évolution planétaire et cela ne correspond pas à  l'état actuel de Vénus ni à celui de la Terre à l'époque Hadéenne mais où la présence des océans et de l'oxygène libre ont ensuite modifié sa signature chimique (cf. les biosignatures).

Effet de l'aluminium-26 sur l'assèchement des planètes

Dans des conditions physico-chimiques et un environnement spatial similaires, pourquoi certains astéroïdes ont un noyau métallique (comme Vesta) et d'autres pas ou pourquoi certaines planètes sont-elles couvertes d'un océan et d'autres pas ? Autrement dit, alors qu'elles ont apparemment suivi le même processus de formation, pourquoi certaines planètes se sont asséchées ?

Selon des simulations, la présence de supernovae dans le voisinage des systèmes planétaires détermine en grande partie si les planètes seront humides ou sèches. En effet, les simulations montrent que la désintégration de l'aluminium-26 (dont la demi-vie est de 730000 ans) réchauffe et assèche les planétésimaux avant qu'ils ne s'agrègent, empêchant la formation d'une planète couverte d'océan ou de glace. Telle est la conclusion à laquelle est parvenue l'équipe de Tim Lichtenberg de l'ETH de Zurich dans un article publié dans la revue "Nature Astronomy" en 2019 (en PDF).

Notons que dans le cas plus général d'un astéroïde, la chaleur dégagée par la désintégration de l'aluminium-26 est suffisante pour faire fondre partiellement les roches. Ce phénomène conduit les éléments les plus lourds comme le fer et le nickel (formés auparavant par la nucléosynthèse stellaire) à s'enfoncer au coeur de ces petits corps, les tranformant en corps différencié (comme par exemple l'astéroïde Vesta) dont le noyau peut rester en partie en fusion. C'est dans ce type de petit corps parent différencié que se forment les météorites achondritiques (sidérites, pallasites, etc).

Rappelons que la Terre est une planète silicatée, c'est-à-dire riche en oxydes métalliques parmi lesquels l'aluminium qui est le métal le plus abondant dans la croûte terrestre et le troisième élément présent après l'oxygène et le silicium (l'air contient également de l'aluminium à raison d'une moyenne de 100 ng/m³ soit une exposition de 1.4 µg d'aluminium par jour qui, jusqu'à preuve du contraire n'est pas toxique).

Les simulations montrent que si la teneur en eau d'une planète rocheuse est nettement supérieure à celle de la Terre, le manteau de silicate est recouvert d'un océan profond et global et le fond de l'océan d'une couche de glace impénétrable. Cette structure empêche les processus géochimiques tels que le cycle du carbone sur Terre qui stabilise le climat et crée des conditions en surface propices au développement de la vie telle que nous la connaissons.

Tim Lichtenberg et ses collègues ont donc voulu savoir quels sont les effets systématiques qui distinguent les systèmes planétaires entre eux. Ils ont donc développé un modèle informatique simulant la formation de planètes à partir de planétésimaux d'une dizaine de kilomètres de diamètre. Comme nous l'avons expliqué, selon les théories actuelles, la Terre a hérité son eau de planétésimaux riches en eau. Mais si la planète rocheuse accumule beaucoup de matériaux au-delà de la ligne de glace, elle accumulera beaucoup plus d'eau. Cependant, si ces planétésimaux sont chauffés de l'intérieur (par la chaleur dégagée par les éléments radioactifs), une partie de leur quantité d'eau intiale va s'évaporer et s'échapper dans l'espace avant que la planète ait eu le temps de terminer sa croissance. Selon les conditions locales, la planète sera soit totalement rocheuse et sèche soit partielle couverte d'eau ou de glace comme la Terre.

A gauche, les systèmes planétaires nés dans des régions denses et riches en formations stellaires héritent de quantités substantielles d'aluminium-26 qui assèche les planétésimaux avant l'accrétion (à gauche). Les planètes formées dans les régions de faibles masses stellaires (sans supernovae) accumulent de nombreux planétésimaux riches en eau et forment des mondes océaniques (à droite). Au centre et à droite, résultat des simulations de la déshydratation des planétésimaux glacés suite au chauffage de l'Al-26 et influence de ce processus sur l'abondance en eau de la planète. Le tableau du centre indique l'état final de la rétention d'eau à partir de l'abondance initiale en Al-26 et de la formation des inclusions riches en calcium et aluminium (CIAs) pour les objets du système solaire. La ligne orange représente les planétésimaux de faible masse. A droite, distribution et modification de l'abondance en eau de la planète au stade initial pour des configurations de masses planétaires comprises entre 0.1 et 10 masses terrestres et une certaine abondance en eau (fH2O>0). Le point blanc dans la barre grise au milieu de chaque histogramme représente la moyenne de la population de planètes (étoiles combinées G et M), la barre grise horizontale l'intervalle interquartile combiné (milieu de la moitié de la population dans la barre, 25% supérieurs et inférieurs en dehors de la barre). Les lignes verticales pleines et en pointillés des histogrammes supérieur et inférieur représentent respectivement la médiane et l'intervalle interquartile pour la population de planètes gravitant autour d'étoile G ou M isolées. La rétention d’eau dans les planétésimaux est corrélée à la quantité d'eau finalement retenue (les échelles de couleur dans les deux tableaux sont égales). Documents Thibaut Roger et T.Lichtenberg et al. (2019).

Pour expliquer la présence d'éléments radioactifs sur Terre, on suppose qu'au moment où le proto-Soleil s'est formé, une supernova explosa dans notre voisinage cosmique. Des éléments radioactifs dont l'isotope l'aluminium-26 furent créés dans le coeur de cette étoile puis furent libérés lors de son explosion soit à travers ses vents stellaires soit à travers ses éjecta et furent incorporés dans la poussière contenue dans la nébuleuse proto-solaire. Ensuite, l'aluminium-26 instable s'est décomposé par décroissance β⁺ (émission de positrons) en isotopes du magnésium (et plus rarement de sodium ou de néon ou en isotopes du silicium par désintégration bêta négative). Cette désintégration a produit de la chaleur et séché les planétésimaux de l'intérieur. Selon les simulations, dans un système contenant une étoile de type solaire (classe G), c'est le chauffage radiogénique de l'Al-26 dans un système planétaire en formation qui déshydrate systématiquement les planétésimaux avant leur accrétion sur des embryons planétaires.

Notons que ces simulations sont basées sur le modèle de Berne de la formation et de l'évolution des planètes. Les chercheurs ont simulé la formation de milliers de planètes et étudié en particulier leur teneur finale en eau. Selon Lichtenberg, les résultats des simulations suggèrent qu'il existe deux types de systèmes planétaires qualitativement différents : les systèmes similaires au système solaire dont les planètes contiennent peu d'eau et les systèmes dans lesquels des mondes océaniques sont principalement créés parce qu'il n'existe pas d'étoile massive et donc aucune présence d'Al-26 lorsque leur étoile hôte s'est formée. Les auteurs soulignent qu'entre les deux espèces de systèmes planétaires, la présence d'Al-26 au cours de la formation des planètes peut faire une différence d'un ordre de grandeur dans les bilans hydriques des planètes.

Mais d'autres questions restent en suspens, dont celle du rôle de la déshydratation de l'Al-26 dans la croissance des planètes géantes en formation, telles que le proto-Jupiter dans le système solaire primitif. Pour y répondre, les planétologues attendent avec impatience le lancement des futurs télescopes spatiaux dédiés à la recherche des exoplanètes afin de mieux comprendre les implications du mécanisme de déshydratation de l'Al-26. Cela permettra de savoir si notre planète est unique en son genre ou s’il existe une infinité de mondes semblables au nôtre.

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 tous les systèmes exoplanétaires. 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.

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 M 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" (ou dépouillement suite aux impacts extérieurs) et ne peut pas rester gazeuse en dessous d'une masse d'environ 5 M et sous un rayon de 1.3 R. Leur relation apparaît sous la forme de pointillés noirs dans le diagramme présenté ci-dessous à gauche.

A gauche, diagramme masse-rayon pour 12 planètes dont le rayon < 2.7 fois celui de la Terre. A droite, illustration artistique de l'exoplanète rocheuse BD+20594b de 16 masses terrestres et aussi volumineuse que Neptune. Documents Sara Gettel et al. (2016) et JPL/Caltech.

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/R_t = (1.07 - 0.21 * CMF)(M/M_t)^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 ci-dessus 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 bar, 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 complétées par des mesures spectrographiques réalisées avec le télescope Keck de 10 m d'Hawaï et le télescope italien Galileo (TNG) de 3.58 m installé sur l'île de San Miguel de La Palma.

L'ensemble de ces études a révélé d'intéressantes informations. Les planètes dont le rayon est inférieur à 1.16 R 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 R 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 M 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 contre 5.51 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 R et que les planètes ayant plus de 6 M présenteraient une faible densité et/ou seraient entourées d'une vaste enveloppe gazeuse. Si cela se vérifie dans certains cas, cette théorie fut ébranlée en 2016 suite à la découverte par Néstor Espinoza et son équipe de l'Université Pontificale Catholique du Chili de BD+20594b, une exoplanète de la taille de Neptune mais "de pure composition rocheuse" en orbite autour d'une étoile de cmasse 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 densité de 8. Si proche de son étoile, elle est évidemment inhabitable et a perdu son atmosphère et son eau.

L'exoplanète GJ 9827b qui présente un rayon de 1.64 R s'écarte également du modèle classique avec une masse de 8 M et qui contiendrait environ 50% de fer.

Ces nouvelles données vont permettre aux planétologues d'affiner les modèles planétaires. Nous en saurons certainement plus grâce au satellite TESS de la NASA lancé en 2018 qui a pour mission de mesurer les paramètres de plus de 200000 étoiles à la recherche d'éventuelles variations lumineuses qui signaleraient le passage d'une exoplanète.

Enfin, le tableau présenté ci-dessus à gauche 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 trace (tout en constituant parfois localement de véritables réserves quasiment inépuisables).

Révision de la formation de la Terre

Quand et comment se forma 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.

Selon une étude sur les abondances isotopiques du fer publiée dans la revue "Science Advances" en 2020 par Martin Schiller du Center for Star and Planet Formation (StarPlan) du Globe Institute de l'Université de Copenhague et ses collègues, la proto-Terre se serait formée beaucoup plus rapidement que prévu en accrétant directement des poussières.

Ci-dessus à gauche, la collision planétaire entre un planétésimal différencié aussi grand que l'embryon de Mercure et la Terre primitive survenu il y entre 4.5 et 4.4 milliards d'années, époque où, selon certains chercheurs, sa croûte était déjà solide. Mais de nouvelles études suggèrent qu'il y a 4.47 milliards d'années, la Terre était recouverte d'un océan de magma comme illustré à droite. La température en surface était supérieure à 1200°C et la pression voisine de 270 bars. Il fallut 70 à 100 millions d'années pour que la couche superficielle se solidifie et que la croûte se forme, soit entre 4.43 et 4.37 milliards d'années. Ci-dessous, la formation des océans et des premiers cratons entre la fin de l'Hadéen et l'Archéen (4-3.2 Ga). Documents NASA/JPL et T.Lombry.

En étudiant le mélange isotopique des métaux dans différentes météorites, les chercheurs n'ont trouvé qu'un seul type de matériau météoritique ayant une composition similaire à la Terre : les chondrites du groupe pétrographique CI (de type C1). Ces chondrites sont considérées comme nos meilleurs équivalents de la composition brute du système solaire.

Selon les chercheurs, la proto-Terre se serait formée en l'espace d'environ 5 millions d'années à partir de la poussière, ce qui est très rapide. Ensuite des objets de la taille du millimètre se sont accrétés sur l'astre en croissance, formant notre planète en une seule étape.

Les résultats de StarPlan rompent avec la théorie traditionnelle selon laquelle la proto-Terre se serait formée par des collisions aléatoires entre des planétésimaux de plus en plus grands sur une période de plusieurs dizaines de millions d'années.

Si nous comparons les 4.6 milliards d'années d'existence du système solaire à une période de 24 heures, les nouveaux résultats indiquent que la proto-Terre s'est formée en environ 1.5 minute au lieu des 5 à 15 minutes s'il elle s'était formée en plus de 10 millions d'années.

Les chercheurs estiment que le noyau ferreux de la proto-Terre s'est également formé au cours de cette période, soustrayant le fer accumulé dans le manteau.

D'autres météorites comme les SNC issues de Mars, nous disent qu'au début la composition isotopique du fer de la proto-Terre était différente, très probablement en raison du traitement thermique de la poussière proche du jeune Soleil.

Si cette théorie est correcte, l'eau n'est probablement qu'un sous-produit de la formation des planètes. En effet, après les premières centaines de milliers d'années suivant la naissance du système solaire, le milieu est devenu suffisamment froid pour que la poussière de CI non traitée provenant de l'extérieur du système pénètre dans la région d'accrétion de la proto-Terre. On reviendra sur l'origine de l'eau de la Terre.

Si la formation des planètes s'est faite par accrétion de poussière cosmique, les chercheurs pensent que le même processus peut se produire ailleurs dans l'univers. Cela signifie que des exoplanètes peuvent également se former beaucoup plus rapidement que si on ne comptait sur les collisions aléatoires entre planétésimaux. Cette hypothèse est corroborée par les milliers d'exoplanètes découvertes par les planétologues depuis le milieu des années 90.

Que s'est-il passé ensuite ? 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.

Le bombardement de la Terre primitive par des astéroïdes il y a 4.5 milliards d'années. Documents Michael Lentz.

Il fallut ensuite patienter encore 70 à 100 millions d'années pour que la température en surface descende en dessous de 300°C soit vers 4.40 milliards d'années. Entre 4.43 et 4.37 milliards d'années débuta la solidification superficielle du magma et la formation d'un croûte solide. Si les dates ci-dessus sont exactes (toutes les études ne convergent pas vers une même date), vers 4.37 milliards d'années, l'eau a pu se condenser et former les océans. C'est seulement ensuite qu'on assista au dégazage du gaz carbonique dans les océans puis à sa séquestration dans le manteau.

Les rapports d'abondance du carbone et des éléments volatils

De nombreuses autres questions restent en suspens. Parmi celles-ci, le rapport d'abondance du carbone et des éléments volatils terrestres 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 volatils 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 volatils (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 jusqu'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).

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 se dispersa 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. On reviendra en détails sur la formation de la Terre.

Notons que dans deux nouvelles études publiées en 2019, l'une dans la revue "Science Advances", l'autre dans la revue "Nature Communications", des chercheurs ont révisé l'histoire de l'enrichissement de la proto-croûte terrestre en silicates suite à l'impact des météorites (cf. les schémas 1, 2 et 3). Précisons que l'étude des impacts sur les exoplanètes permet aussi d'expliquer la diversité de leurs atmosphères.

L'origine de l'eau des océans

Des simulations effectuées par Harold Levison et son équipe du SwRI en 2000 indiquent que durant le soi-disant "Bombardement tardif" (voir plus bas), 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 cométaires 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 "transportée" 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 alors à 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 externe 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 4.1 milliards d'années, les projectiles 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 extérieure 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 apporter la preuve 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 reviendra sur l'origine de l'eau de la Terre suite à la découverte de météorites ayant une teneur élevée en eau (0.6% dans les angrites telles que NWA 7034, voir plusd bas) et de l'analyse des isotopes du molybdène présents dans le manteau et dans les sidérites révélant que des météorites et des astéroïdes carbonés provenant du système solaire externe ont apporté une grande partie de l'eau présente sur Terre.

La formation de la Lune

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.

La Lune aurait pu être un corps insignifiant comme la plupart de ceux 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.

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

Formation de la Lune, NASA

Quant à l'influence de la Lune 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 et les marées affectent les biotopes (cf. L'astrologie). La présence fortuite de la Lune a donc probablement été une chance inouïe pour la vie et continue à l'influencer, y compris à travers des mécanismes encore inconnus.

Le bombardement intensif tardif : tôt ou tard ?

L'analyse des échantillons lunaires (cf. la Lune) ramenés par les missions Apollo et des quelques météorites lunaires montrent 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 (et probablement d'autres astres) furent victimes qu'on nomma le "Bombardement intensif tardif" ("Late Heavy Bombardment", LHB) ou l"Apport Tardif" ("Late Accretion" ou "Late Veneer", cf. A.Morbidelli et B.Wood, 2015).

A voir : Late Heavy Bombardment, Mark Garlick

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.

Toutefois, nous devons être prudents lorsque nous déterminons l'âge des impacts des bassins lunaires qui se sont produits il y a 3.9-3.7 milliards d'années soit 600 à 800 millions d'années après la formation de la Lune. Ainsi, Morbidelli et ses collègues affirmaient en 2018 que quelques bassins se sont formées avant celui d'Imbrium "mais leur âge exact n'est pas connu avec précision." En effet, comme nous l'avons expliqué page précédente, la majorité des roches lunaires récoltées au cours des missions Apollo sont des retombées, des ejecta de ce bombardement tardif; les roches originales furent refondues suite à ces impacts et leurs horloges magnétique et radioactive ont été remises à zéro. En théorie, l'âge réel de ces roches remonterait donc au plus tard à 4.48 milliards d'années et datent probablement de l'époque de la formation de la Lune.

Ces datations peuvent être interprétées de deux manières : soit dans le scénario du cataclysme où on observe une augmentation subite du taux d'impact sur la Lune au moment de la formation de Mare Imbrium soit dans le scénario de la fin de l'accrétion (tail-end accretion) durant lequel le bombardement lunaire diminua graduellement depuis l'époque de sa formation. Ensuite, dans les deux scénarii, on assiste à une période de bombardement intense sur la Lune (et probablement dans tout le système solaire interne).

Ce bombardement tardif n'est pas en contradiction avec la théorie de l'instabilité décrite précédemment ni avec les dates proposées par Ribeiro et ses collègues. Dans une communication privée avec l'auteur, Ribeiro précise : "les impacts sur la Lune ne peuvent pas être liés à l'instabilité de la planète géante. Dans ce cas, il n'y a pas d'augmentation du taux d'impact de la Lune et le scénario de fin d'accrétion peut expliquer les impacts tardifs de la Lune et la présence de matériau HSE (élément hautement sidérophile) en utilisant simplement la matière accrétée par les planètes telluriques. Ensuite, l'âge des impacts lunaires détermine simplement la date de la fin de la période d'accrétion des astres telluriques."

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.

Finalement à quelle époque se serait produit ce bombardement dit tardif ? Une étude publiée dans les "Earth and Planetary Letters" en 2020 par le planétologue Mizuho Koike de l'Université d'Hiroshima et ses collègues apporte de nouveaux indices.

Les chercheurs ont analysé des eucrites, des météorites achondrites formées au cours des activités volcaniques comme la météorite de Juvinas tombée en 1821 en Ardèche (F). Leurs analyses indiquent que ces météorites proviennent de la surface de l'astéroïde Vesta, une origine renforcée par les données de la mission spatiale Dawn de la NASA en 2011. En comparant les roches de Vesta aux roches lunaires, les données ne correspondent pas au bombardement tarif.

Selon Koike, "Nous avons constaté que les roches de Vesta ont enregistré les multiples impacts qui se sont produits il y a entre 4.4 et 4.15 milliards d'années, soit nettement plus tôt que le pic prévu du LHB vers 3.9 milliards d'années. En revanche, aucune preuve d'impact n'a été identifiée il y a 3.9 milliards d'années ou plus. Ces résultats suggèrent que Vesta (et probablement d'autres astéroïdes) n'a pas enregistré le LHB. Au lieu de cela, ils ont subi des impacts massifs à un stade précoce."

Dans une autre étude publiée dans les "PNAS" en 2020, le cosmochimiste Martin Bizzarro de l'Université de Copenhagen et ses collègues ont analysé 51 cristaux de zircon trouvés dans la météorite NWA 7034 alias "Black Beauty" d'origine martienne. Leur datation montre que Mars a subi de très nombreux impacts au début de sa formation il y a environ 4.5 milliards d'années puis tout se calma. Cette découverte s'aligne sur les travaux antérieurs qui jettent un doute sur le soi-disant bombardement tardif.

Les modèles informatiques mis à jour suggèrent que la migration des planètes géantes vers leurs orbites actuelles est survenue plus tôt que prévu, vers 4.56 milliards d'années, déclenchant un bombardement intensif précoce qui diminua ensuite (voir plus bas). L'idée est maintenant confirmée par cette étude qui dresse un tableau convaincant de l'histoire martienne.

Selon Bizzarro et ses collègues, les premiers impacts enregistrés par les zircons présentent deux pics distincts à seulement 30 millions d'années d'intervalle. Mais ce ne sont que des preuves circonstancielles que les planètes géantes gazeuses ont migré à l'époque.

Même lorsque Jupiter et Saturne ne migraient pas, le jeune système solaire était envahi de roches de toutes sortes. En effet, de nouvelles simulations suggèrent qu'une grande quantité de matière errait dans le système solaire pendant cette période, apportant même potentiellement des molécules complexes prébiotiques sur Terre et sur d'autres planètes. Quelle quantité de matière ? Les chercheurs l'estiment à la masse d'une lune, mais répartie sur un milliard d'années.

Même si l'équipe de Bizzarro ne peut pas expliquer pourquoi les premiers impacts eurent lieu, "Black Beauty" nous donne un aperçu de ce que ce type de roche contribua à former : une planète riche en eau. En effet, dans une étude publiée dans la revue "Science Advances" en 2020, son équipe a déduit une augmentation drastique de l'oxygène il y a 4.4 milliards d'années - un saut qui ne pouvait s'expliquer de manière plausible que par la présence d'eau, peut-être apportée par des astéroïdes riches en eau. Selon Bizzarro, "Soit l'eau était déjà là soit elle est venue avec l'impacteur." On reviendra sur l'origine de l'eau.

En conclusion, depuis 2019 l'idée même du bombardement tardif est de plus en plus remise en question. Mais jusqu'à présent on manquait encore de données pour affirmer qu'il s'est produit plus tôt qu'on le pensait voire qu'il ne s'est jamais produit (cf. W.K. Hartmann, 2019). Pour le savoir, les chercheurs ont dû récolter de nouvelles données, principalement dans les roches lunaires, dans la Ceinture des astéroïdes et dans les météorites où les petits corps ont préservé les traces de la naissance du système solaire.

Le bombardement (très) précoce confirmé

Les planétologues Emily Worsham et Thorsten Kleine de l'Université de Münster en Allemagne ont publié dans la revue "Science Advances" en 2021 les résultats d'une étude sur l'hypothèse du Bombardement Tardif et ont tenté de déterminer l'origine des petits corps qui ont frappé la Lune durant cet évènement.

Deux possibilités s'offraient aux chercheurs. Selon la première hypothèse, ces corps pourraient représenter les débris issus de la phase principale de la formation de la Terre qui heurtèrent la Lune de façon continue mais à une fréquence progressivement plus faible. Selon la deuxième hypothèse, il y a environ 3.9 milliards d'années, les instabilités des orbites des planètes géantes gazeuses ont entraîné une augmentation soudaine et brutale des impacts d'astéroïdes et de comètes sur la Lune notamment.

Pour tester ces hypothèses, les chercheurs ont réalisé des mesures isotopiques très précises des roches lunaires formées lors du bombardement survenu il y a 3.9 milliards d'années. Ces roches contiennent de minuscules nodules métalliques constitués de matériaux provenant des astéroïdes impacteurs. Les chercheurs se sont concentrés sur le ruthénium et le molybdène car ces éléments montrent des changements systématiques dans leur composition isotopique en fonction de l'endroit où ils se sont formés dans le système solaire.

Selon Worsham, "Nos recherches montrent que le bombardement de la Lune s'est effectué par les mêmes corps qui ont formé la Terre et la Lune." Les cratères d'impacts sur la Lune sont donc dus à un bombardement continu d'astéroïdes restants de la phase principale de la formation de  la Terre. Cela permet également aux chercheurs d'exclure une augmentation soudaine du taux d'impact due au bombardement par des corps du système solaire externe. Mais alors d'où vient le regroupement des âges vers 3.9 milliards d'années ?

Selon Worsham, "Des études antérieures ont suggéré que les roches lunaires étudiées jusqu'à présent sont principalement constituées de matériaux provenant d'un seul bassin d'impact, Mare Imbrium (l'oeil gauche de la Lune)."

On sait d'après des simulations que les planètes géantes gazeuses ont migré et changé d'orbite au début de l'histoire du système solaire, dispersant un grand nombre de corps vers l'intérieur du système solaire et sont ensuite entrés en collision avec la Terre et la Lune notamment. Selon Kleine, "Cet évènement se serait produit plus tôt qu'on le pensait, car nous n'avons trouvé aucune preuve d'impacts d'astéroïdes ou de comètes provenant des confins du système solaire dans les roches lunaires." Le changement d'orbite des planètes géantes gazeuses s'est donc probablement produit au cours de la phase principale de formation des planètes telluriques, c'est-à-dire au cours des quelque 100 premiers millions d'années du système solaire, une datation qui s'accorde bien avec les modèles dynamiques récents. Selon Kleine, "Notre étude montre également que les planètes semblables à la Terre ont incorporé des corps riches en eau du système solaire externe relativement tôt, lors de leur formation, créant ainsi les conditions pour l'émergence de la vie."

Cette fois, les conclusions des chercheurs sont donc sans appel : il n'y a pas eu d'augmentation soudaine du taux d'impact, et le bombardement de la Lune remonte à des impacts continus d'astéroïdes issus de la phase principale de la formation de la Terre.

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 donna 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)

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 proliféra 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 quarts 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'être humain. 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 trace (tout en constituant parfois localement de véritables stocks quasiment inépuisables).

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 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

On constate que toutes les planètes gravitent dans un même plan baptisé l'écliptique qui est large de 17° 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.

Des planètes sans étoile

Nous nous sommes efforcés tout au long de ce dossier de décrire les étapes nécessaires à la formation d'un système planétaire comme le nôtre. On pourrait en conclure qu'il n'existe pas de planète sans étoile hôte. Or cette conclusion est fausse. En effet, il existe des planètes errantes, c'est-à-dire des astres moins massifs qu'une naine brune qui ne sont plus ou n'ont jamais été sous l'influence d'une étoile hôte.

Les premières observations de ce type remontent à 2001 lorsque des astronomes de la NOAJ utilisèrent le télescope Subaru de 8.20 m pour photographier la nébuleuse S106 située à 2000 années-lumière qui abrite un amas stellaire contenant une étoile massive cataloguée IRS4 d'environ 20 M.

L'analyse de cette photo présentée à gauche révéla des centaines d'astres jeunes et pâles autour de IRS4 et dans la nébuleuse environnante. La masse de ces objets est inférieure à 0.08 M et est donc trop petite pour déclencher la fusion thermonucléaire de l'hydrogène qui fait briller une étoile normale. Ces astres sont de jeunes naines brunes, des "étoile ratées". Les objets les plus légers et les plus pâles découverts ont une masse estimée à quelques fois celle de Jupiter.

Des astronomes de la NOAJ et de l'Université de Tokyo ont observé des astres similaires dans les régions de formations stellaires proches de la constellation du Taureau et du Caméléon. D'autres chercheurs ont identifié des objets similaires dans la constellation d'Orion. Bien que ces astres soient appelés "planètes" en raison de leur faible masse, du fait qu'ils ne gravitent pas autour d'une étoile, ce sont des "planètes errantes" parfois appelés des "petits objets flottants".

Depuis l'observation faite avec le télescope Subaru, les télescopes spatiaux ont repris la relève dont Kepler qui a à son actif la découverte de milliers d'exoplanètes. Aujourd'hui il est clair que de nombreuses naines brunes et des exoplanètes naissent autour d'étoiles ordinaires et que le nombre de planètes gravitant autour d'elles diffère d'un système à l'autre. Quant au mécanisme formant les planètes errantes, il reste mystérieux mais leur existence suggère que des planètes peuvent se former en dehors d'un système planétaire.

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 d'autres articles quelles sont les connaissances que nous avons acquises sur tous les astres peuplant le système solaire.

Pour plus d'informations

Sur ce site

La Terre (description générale)

Origine de l'eau de la Terre

Les météorites

Datation des météorites

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

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

Critique de la Théorie Laplacienne Moderne

Sur Internet

La planétologie primordiale par Alessandro Morbidelli - le Modèle de Nice, 2023, YouTube

Stages of planet formation: current paradigms (11 épisodes), Ideas in Science, MOOC, 2019, YouTube

Catalog of Circumstellar Disks

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)

Glossary, Skyfall Meteorites

ALMA Science Archive

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

Illustrations astrophysiques de M.Weiss (liste)

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

Composition du disque protoplanétaire

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

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

Observations of Circumstellar Disks, Bo Reipurt, 2009

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

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

Formation du coeur de Larson

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

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