Origine de l'eau sur la Terre

Origine de l'eau sur la Terre
Article principal : eau.

Il y a 4,5 milliards dannées, la Terre sest formée par accrétion de poussières silicatées recouvertes dune fine pellicule deau. Ce nétait alors quune planète hostile et déserte, qui possédait une énergie considérable accumulée lors de laccrétion, ainsi que de nombreux éléments à létat gazeux. Au fil du temps, la Terre est devenue celle que nous appelons aujourdhui la planète bleue, car elle possède de leau en très grande quantité à létat liquide. De nos jours, environ 70% de la surface de la Terre est recouverte d'eau.

Sommaire

L'origine de l'eau sur Terre

Aujourdhui encore, les scientifiques ne sont pas unanimes quant à lorigine de leau sur Terre, principalement présente actuellement (et depuis des milliards d'années) dans ses océans.

  • Lhypothèse la plus prisée des scientifiques est celle des chondrites carbonées qui sont arrivées sur Terre à la fin de laccrétion et qui transportaient de leau.
  • Dautres pensent que leau provient des comètes, qui, après la période daccrétion, se sont écrasées sur Terre. En effet, les comètes sont des corps célestes issus de la ceinture de Kuiper ou du nuage d'Oort ; elles ont un diamètre en général inférieur à 20 kilomètres, et sont composées à ~80 % de glace.
  • Certains penchent pour la théorie du dégazage : cest-à-dire quils pensent quaprès la formation de notre planète, il y a 4,5 milliards dannées, le dégazage des magmas volcaniques (contenant de leau liée aux silicates des minéraux hydratés et des gaz emprisonnés dont l'hydrogène et l'oxygène) a fourni de leau sous forme gazeuse.
  • Il existe aussi une quatrième hypothèse, peu privilégiée des scientifiques, de l'apport d'eau par les micrométéorites, dont le diamètre est de lordre du micromètre, qui sont très fréquentes.

Pourtant, de récentes découvertes semblent suggérer aux scientifiques quil ny aurait pas un seul, mais au moins deux phénomènes à lorigine de leau. En effet, en évaluant le rapport du deutérium sur lhydrogène présents dans la comète de Halley grâce aux mesures de la sonde Giotto et en comparant ce rapport avec celui mesuré sur Terre, les astrophysiciens ont constaté une différence qui les a poussé à penser que leau ne provenait pas uniquement dimpacts météoritiques ou cométaires, comme certains le pensaient, mais quelle provenait aussi dune autre source, sûrement leau du dégazage du globe. En effet, ils ont obtenu un rapport D/H de quelque 3×10-4 pour les comètes, contre 1,5×10-4 dans les océans terrestres.
Mais, par quelque moyen que ce soit, leau, une fois arrivée sur Terre, sous forme gazeuse ou solide selon les cas énoncés, sest, dans lhypothèse des météorites et des comètes, évaporée à cause des conditions de température lors des impacts ; elle a été ensuite retenue par latmosphère protectrice. Dans lhypothèse du dégazage, lénergie fournie par la Terre a entrainé un volcanisme important qui a permis à leau de séchapper du manteau. Puis, la température diminuant, la vapeur deau présente dans latmosphère qui a été à lorigine dune couche nuageuse épaisse autour de la planète, sest peu à peu condensée. Aussi, pendant des millions dannées, un déluge de pluies torrentielles, chaudes et acides, sest abattu sur Terre, responsable de lapparition des océans. Une bonne partie du CO2 « initial » a être capté dans les roches, altérées par l'acidité de l'eau, sous forme des premiers carbonates. Puis, le climat a se stabiliser, ces océans se sont maintenus et après que la vie est apparue, la photosynthèse a contribué à la diminution du taux de CO2. La température a continué à diminuer de telle sorte que leau sous forme de glace a pu enfin se maintenir sur Terre. Ainsi leau était désormais présente sous ses trois états.

Les autres planètes telluriques

Avant-propos

Leau, quel que soit son état, nest pas seulement présente sur Terre comme nous lavons vu précédemment. En effet, leau est apparue sur les autres planètes du système solaire de façon similaire à la Terre. Pourtant elle ne sy est pas maintenue.

Dans les planètes telluriques, leau est présente dans latmosphère ou dans le sol. A priori, elle devrait y prendre des formes comparables puisque ces planètes sont relativement semblables les unes aux autres. Ainsi, la densité de Mars n'est même pas deux fois inférieure à celle de la Terre ; celle de Vénus en est proche, à tel point que létoile du berger est souvent surnommée la « jumelle de la Terre ».

Malgré cela, tout change dune planète à lautre tant les conditions atmosphériques y varient. Les atmosphères de Mars et de Vénus sont surtout constituées de dioxyde de carbone (environ 95 % en volume) et dazote, avec des traces de monoxyde de carbone, doxygène, de gaz nobles et deau, alors que la Terre a une composition atmosphérique très différente. Latmosphère terrestre ainsi que la température ne seraient pas les mêmes sans les conditions précédemment décrites. Ainsi contrairement à la Terre, les axes de rotation de Vénus et de Mars ont sans doute subi de grandes fluctuations, ce qui a notamment modifié leur climat.

La Terre, Mars et Vénus avaient pourtant au départ des atmosphères qui différaient très peu, tant par leur composition chimique que par les conditions de température et de pression qui y régnaient. Quoi qu'il en soit, létat de leau sur chacune des 3 planètes telluriques diffère dorénavant.

Les conditions actuelles des planètes telluriques

Vénus

Lobservation à distance de leau sur Vénus est difficile en raison de lépaisse couche de nuages, localisée à environ une cinquantaine de kilomètres de la surface de cette planète et qui masque sa surface. Si latmosphère vénusienne contient environ 96,5 % de dioxyde de carbone et 3,5 % d'azote, on y trouve aussi de la vapeur deau en quantité minime. Sa surface, inobservable dans le domaine visible, a été abondamment cartographiée par les sondes planétaires dans le domaine radio. La température moyenne sur le sol de Vénus est de 460 °C, ce qui exclut totalement la possibilité d'eau liquide.

Mars

Sur Mars, la composition atmosphérique ressemble à celle de Vénus : à peu près 95% de dioxyde de carbone 3% dazote et environ 2% dargon. La vapeur deau ne représente que 0,001% de latmosphère. Cependant à la différence de Vénus, leau est présente sur Mars à la fois sous forme solide et gazeuse, et ce malgré une température qui ne dépasse pas60 °C en moyenne en surface. Les conditions de pression et de température à la surface de Mars ne permettent pas la présence deau liquide. Leau est surtout présente sous forme de glace dans les calottes polaires, qui se condensent et se subliment au pôle Nord et au pôle sud selon un rythme saisonnier. Parfois on observe de petites formations nuageuses deau, notamment à proximité des volcans. Si leau des calottes était répartie sur toute la planète, elle formerait un océan global de lordre dune vingtaine ou dune trentaine de mètres dépaisseur ; sur Terre, un tel océan global aurait une profondeur de 2,7 kilomètres. Quant à la pression partielle de leau sur Mars, elle nexcède pas quelque dix millièmes de la pression atmosphérique totale et présente de fortes fluctuations liées au cycle saisonnier de condensation et de sublimation des calottes polaires.

Mercure

Mercure nest pas assez massive et est trop proche du Soleil pour retenir une quelconque atmosphère. Les molécules d'eau (comme les autres molécules) sont rapidement détruites sous l'influence des rayons ultraviolets, et entrainés par le vent solaire. Ou s'échappent directement par mouvements thermiques en dépassant la vitesse de libération.

L'origine de cette diversité

L'eau contenue dans l'atmosphère

Puisquelles sont parties de conditions initiales quasi-semblables, pourquoi ces trois grandes planètes ont-elles eu des destins aussi divergents ? La réponse tient à lhistoire de leau sur Mars et sur Vénus. Leau semble avoir été plus abondante dans le passé sur les sœurs de la Terre. La valeur du rapport de labondance de leau lourde (HDO) et de leau (H2O) indique, par exemple, quil y avait à lorigine beaucoup plus de vapeur deau dans les atmosphères martienne et vénusienne. Dans les océans et dans latmosphère terrestre, le rapport HDO/H2O vaut environ 1,5×10-4, valeur dont les planétologues pensent quelle na jamais changé depuis la création de la Terre. Partant du principe que cette valeur caractérisait toutes les planètes telluriques à leur début, ils ont mesuré le rapport HDO/H2O dans les atmosphères de Vénus et de Mars.
Leurs résultats révèlent un fort enrichissement en deutérium des atmosphères martienne et vénusienne. La vapeur deau présente dans latmosphère martienne contiendrait 5 fois plus de deutérium que celle de la Terre et celle de Vénus près de 120 fois plus. Les planétologues déduisent de ces constatations que la vapeur deau atmosphérique a été présente en quantité bien supérieure sur Mars et surtout sur Vénus, dans le passé. Comment a-t-elle disparu ? Lenrichissement atmosphérique en deutérium sexplique par le mécanisme de léchappement gravitationnel qui privilégie léchappement dans lespace des molécules les plus légères. Cest pourquoi il favorise léjection de leau ordinaire par rapport à celle de leau lourde, ce qui explique que cette dernière se soit concentrée dans les atmosphères de Mars et de Vénus.

L'eau contenue dans le sol

Si leau a été nettement plus abondante dans les atmosphères de Mars et de Vénus, la-t-elle été aussi sur leur sol ? Dans le cas de Mars, nous avons des traces de présence, en surface, de grandes quantités deau (peut-être liquide) au début de lhistoire de la planète. La première est lexistence de vallées ramifiées qui sillonnent les terrains anciens de lhémisphère sud et qui datent de plus 3 milliards dannées ; elles donnent limpression que de leau liquide sest écoulée en quantité sur la planète, ce qui indique quà cette époque existait une atmosphère dense et chaude. Le deuxième indice est la présence probable dun océan qui aurait recouvert les grandes plaines du Nord il y a 2 à 3 milliards dannées. Les récentes mesures radar de la mission Mars Global Surveyor, ont renforcé cette hypothèse, émise lors des premières mesures de la sonde Viking. Elles ont révélé la présence de lignes longues de plusieurs milliers de kilomètres et dont laltitude est constante. Sagirait-il de rives ? Si un tel océan a existé, leau quil contenait aurait formé un océan global dau moins trente mètres dépaisseur.

Origine de cette disparition

Mais pourquoi leau de Vénus et de Mars, qui semblait présente en quantité abondante, a-t-elle disparu ? Étant donné les pressions qui régnaient à la surface des trois planètes au début de leur histoire, leau a sans doute existé plutôt sous forme gazeuse sur Vénus, sous forme liquide sur la Terre et sous forme solide sur Mars. Bien qu'il soit soupçonné que les environnements primitifs de Vénus et de Mars auraient été plus ou moins comparables à celui de la Terre.

Vénus

Sur Vénus, la présence en grande quantité de dioxyde de carbone et deau sous forme de vapeur a provoqué un effet de serre qui sest rapidement amplifié, de sorte que la température à la surface de Vénus sest peu à peu élevée jusquaux 730 K actuellement enregistrés. En labsence de leffet de serre (compte tenu de la distance de Vénus au Soleil), sa température de surface devrait plutôt être de lordre de 300 K. La pression du dioxyde de carbone à la surface de Vénus étant restée constante, comment peut-on expliquer la disparition de leau présente à lorigine et dont la présence dans latmosphère est attestée par lenrichissement en deutérium de la vapeur résiduelle ? Selon les planétologues la vapeur deau aurait été dissociée par le rayonnement solaire, l'hydrogène se serait échappé dans lespace et l'oxygène se serait combiné aux roches de la surface.

Mars

Au début de lhistoire martienne, la pression à la surface de la planète était sans doute inférieure à celles qui régnaient à la surface de la Terre et de Vénus ; toutefois, latmosphère primitive de la planète rouge était plus dense que celle qui règne aujourdhui. La présence probable deau sous forme liquide est un indice. Diverses découvertes récentes en ont fourni dautres. Ainsi le magnétomètre de la sonde Mars Global Surveyor a récemment découvert un champ magnétique fossile dans les terrains de lhémisphère sud de la planète. Ce champ serait lempreinte laissée par un ancien champ magnétique, qui aurait existé lors des premières centaines de millions dannées de la planète. Ainsi Mars aurait eu une énergie interne supérieure à celle daujourdhui. Lénergie interne de Mars aurait accru lactivité volcanique et facilité la formation dune atmosphère par dégazage. Les planétologues, ont estimé la densité de cette atmosphère en étudiant les rapports isotopiques de lazote et des gaz rares qui sont de bons indicateurs de léchappement atmosphérique. Le rapport entre les isotopes de l'azote 15N et 14N, notamment, est supérieur à celui de latmosphère de la Terre dun facteur 1,7. Une telle valeur indique que latmosphère primitive de Mars avait une pression atmosphérique proche du dixième de celle de la Terre. Cependant le champ magnétique de Mars semble sêtre éteint au bout dun milliard dannées, sans doute en raison de la faible masse de la planète. Latmosphère martienne se serait ensuite plus facilement échappée en labsence dun tel champ magnétique et aurait été progressivement « épluchée » par l'action combinée des rayons ultraviolets et des vents solaires. Leau résiduelle a alors sombré sous la surface martienne et sest figée dans la croûte par le gel, probablement à quelques centaines de mètres de profondeur, cette eau résiduelle correspond à celle que lon peut aujourdhui observer.

Cest ainsi que leau a peu à peu disparu de Mars et de Vénus.

Liens externes

  • (fr) [1], le Centre d'Information sur l'eau

Voir aussi


Wikimedia Foundation. 2010.

Contenu soumis à la licence CC-BY-SA. Source : Article Origine de l'eau sur la Terre de Wikipédia en français (auteurs)

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