Au d\u00e9but de son histoire, Mars a probablement connu l\u2019existence de couches minces et clairsem\u00e9es d\u2019eau, la plupart d\u2019entre elles ont probablement disparu aujourd\u2019hui, consomm\u00e9es par l\u2019oxydation des basaltes (processus qui a contribu\u00e9, par formation d\u2019oxyde de fer, type h\u00e9matite rouge, \u00e0 lui donner son c\u00e9l\u00e8bre surnom de \u00ab plan\u00e8te rouge \u00bb), le dihydrog\u00e8ne mol\u00e9culaire r\u00e9siduel s\u2019\u00e9tant \u00e9chapp\u00e9 de la surface de Mars en raison de sa trop faible gravit\u00e9, contrairement aux plan\u00e8tes g\u00e9antes comme Jupiter ou Saturne. L\u2019orbite de V\u00e9nus est relativement proche du Soleil et on peut s\u2019interroger sur la quantit\u00e9 d\u2019eau h\u00e9berg\u00e9e par cette plan\u00e8te au d\u00e9but de son histoire car celle-ci aurait faciliter le stockage du CO2<\/sub> atmosph\u00e9rique sous forme de min\u00e9raux carbonat\u00e9s comme cela s\u2019est produit sur Terre quand les oc\u00e9ans ont commenc\u00e9 \u00e0 se former, moins de 100 millions d\u2019ann\u00e9es apr\u00e8s le processus d\u2019accr\u00e9tion des plan\u00e9-t\u00e9simaux rocheux. D\u00e8s lors que ce CO2<\/sub> n\u2019a pas \u00e9t\u00e9 pi\u00e9g\u00e9, il s\u2019est accumul\u00e9 dans l\u2019atmosph\u00e8re et est responsable de l\u2019\u00e9norme effet de serre actuel, entra\u00eenant des temp\u00e9ratures de surface atteignant environ 470\u00b0C en moyenne.<\/p>\n Figure 1.<\/strong> 71 % de la surface de la Terre est couverte par des oc\u00e9ans<\/em><\/p>\n La masse actuelle de l\u2019eau \u00e0 la surface de V\u00e9nus est de seulement 6×1015<\/sup> kg. Cela signifie-t-il n\u00e9anmoins que l\u2019on peut faire l\u2019hypoth\u00e8se que la Terre et V\u00e9nus pr\u00e9sentaient initialement de grandes diff\u00e9rences de teneurs en eau ? C\u2019est peu probable, car les collisions entre plan\u00e9t\u00e9simaux ont d\u00fb donner naissance, \u00e0 des distances du Soleil comprises entre 0,5 et 1,5 UA (unit\u00e9s astronomiques), \u00e0 un m\u00e9lange homog\u00e8ne, conduisant \u00e0 des contenus en \u00e9l\u00e9ments volatiles (dont l\u2019eau) similaires dans la Terre comme dans V\u00e9nus.<\/p>\n Il convient par cons\u00e9quent de consid\u00e9rer une autre hypoth\u00e8se, bas\u00e9e sur le fait que les deux plan\u00e8tes ont bien initialement re\u00e7u, toute proportion de masse gard\u00e9e, des quantit\u00e9s identiques d\u2019eau, stock\u00e9e \u00e0 l\u2019int\u00e9rieur ou absorb\u00e9e \u00e0 la surface des corps parents qui leur ont donn\u00e9 naissance, ast\u00e9ro\u00efdes primitifs form\u00e9s au cours de la gen\u00e8se du syst\u00e8me solaire. Normalis\u00e9e \u00e0 la masse de la Terre, la quantit\u00e9 initiale d\u2019eau sur V\u00e9nus aurait ainsi \u00e9t\u00e9 proche de 1,2×1021<\/sup> kg. Par ailleurs, le rapport isotopique D\/H \u00e9lev\u00e9 (2,5×10-2<\/sup>) mesur\u00e9 dans l\u2019atmosph\u00e8re de V\u00e9nus, compar\u00e9 \u00e0 celui de la Terre qui est de 149 \u00b1 3×10-6<\/sup>, sugg\u00e8re que la plan\u00e8te V\u00e9nus peut avoir abrit\u00e9 \u00e0 sa surface plus d\u2019une centaine de fois plus d\u2019eau qu\u2019elle n\u2019en pr\u00e9sente dans son atmosph\u00e8re actuelle. L\u2019hypoth\u00e8se est que cette eau primordiale aurait \u00e9t\u00e9 perdue par photodissociation suivie d\u2019une \u00e9vasion hydrodynamique de l\u2019hydrog\u00e8ne vers l\u2019espace interplan\u00e9taire. Si cette eau de surface a bien disparu par ces deux processus, la masse initiale d\u2019eau de 1,2×1021<\/sup> kg aurait laiss\u00e9 1,07×1021<\/sup> kg d\u2019oxyg\u00e8ne mol\u00e9culaire dans l\u2019atmosph\u00e8re v\u00e9nusienne, non susceptible de conna\u00eetre une \u00e9vasion hydrodynamique. A la temp\u00e9rature de surface de V\u00e9nus, l\u2019oxydation des roches basaltiques par cet oxyg\u00e8ne peut alors \u00eatre formul\u00e9e comme suit :<\/p>\n 2 FeSiO3<\/sub>\u00a0 \u00a0+\u00a0 \u00a01\/2O2<\/sub>\u00a0 \u00a0=\u00a0 \u00a0Fe2<\/sub>O3\u00a0 \u00a0 +\u00a0 \u00a02 SiO2<\/sub> La ferrosilite, l\u2019h\u00e9matite et le quartz \u00e9tant les composants des min\u00e9raux des basaltes comme les pyrox\u00e8nes ou les spinelles.<\/p>\n La mod\u00e9lisation thermodynamique de la r\u00e9action min\u00e9ralogique ci-dessus, en utilisant une proc\u00e9dure de minimisation de l\u2019\u00e9nergie libre, peut pr\u00e9dire la stabilit\u00e9 de l\u2019h\u00e9matite dans les conditions de P<\/em> et T<\/em> de la surface de V\u00e9nus. La st\u0153chiom\u00e9trie de cette r\u00e9action implique l\u2019oxydation de 5,3×1022<\/sup> \u00e0 6,9×1022<\/sup> kg de basalte en supposant une concentration moyenne de 7 \u00e0 9 % de FeO dans les basaltes v\u00e9nusiens, oxydation sur une \u00e9paisseur de la cro\u00fbte atteignant 50\u00b110 km. L\u2019oxydation des roches de surface de V\u00e9nus avec formation de min\u00e9raux ferriques a \u00e9t\u00e9 propos\u00e9e d\u00e8s 1982, sur la base de l\u2019analyse des images multispectrales obtenues par le vaisseau spatial sovi\u00e9tique Venera 13.<\/p>\n L\u2019hypoth\u00e8se de l\u2019existence d\u2019une masse d\u2019eau primordiale importante sur V\u00e9nus conduit \u00e9galement \u00e0 \u00e9tudier par analogie les r\u00e9actions d\u2019hydratation possibles de roches basaltiques se produisant sur Terre lors des interactions hydrothermales entre l\u2019eau de mer et les roches basaltiques.<\/p>\n Des calculs thermodynamiques ont donc \u00e9t\u00e9 effectu\u00e9s dans des gammes de P<\/em> et T<\/em> qui correspondent \u00e0 la fois aux conditions de surface (T<\/em> = 660 \u00e0 760 K ; P<\/em> = 48 \u00e0 100 bars) et de subsurface (avec un gradient thermique de 10 \u00e0 30 K.km-1<\/sup> jusqu\u2019\u00e0 40 km de profondeur) de V\u00e9nus. Par exemple, la serpentine (Mg3<\/sub>(OH)4<\/sub>(Si3<\/sub>O5<\/sub>), le talc ((Mg3<\/sub>Si4<\/sub>O10<\/sub>(OH)2<\/sub>) et la chlorite ((Fe, Mg, Al)6<\/sub>(Si, Al)4<\/sub>O10<\/sub>(OH)8<\/sub>), qui contiennent de 10 \u00e0 15 % en poids de H2<\/sub>O, sont stables dans une atmosph\u00e8re de 100 bars de CO2<\/sub> lorsque l\u2019eau est abondante. Des amphiboles magn\u00e9siennes, comme la tr\u00e9molite (Ca2<\/sub>Mg5<\/sub>Si8<\/sub>O22<\/sub>(OH)2<\/sub>) et le mica phlogopite (KMg3<\/sub>(Si3<\/sub>Al)O10<\/sub>(F, OH)2<\/sub>), qui contiennent environ 4 % en poids de H2<\/sub>O, sont \u00e9galement stables, m\u00eame lorsque l\u2019eau ne repr\u00e9sente que quelques pour cent de l\u2019enveloppe fluide.<\/p>\n L\u2019hydratation sur une \u00e9paisseur de 10 \u00e0 30 km de la cro\u00fbte v\u00e9nusienne est n\u00e9cessaire pour pi\u00e9ger 1,2×1021<\/sup> kg d\u2019eau dans la stoechiom\u00e9trie de ces min\u00e9raux hydrat\u00e9s. Le phlogopite n\u2019est qu\u2019une phase mineure dans les roches basaltiques pauvres en K. La tr\u00e9molite pourrait \u00eatre la derni\u00e8re phase min\u00e9rale hydrat\u00e9e \u00e0 cristalliser \u00e0 la surface de V\u00e9nus, laissant une masse d\u2019eau r\u00e9siduelle dans l\u2019atmosph\u00e8re se situant entre 1018<\/sup> et 2×1018<\/sup> kg. Environ un million d\u2019ann\u00e9es est n\u00e9cessaire pour la serpentinisation (hydratation\/oxydation par l\u2019eau de mer) d\u2019une couche basaltique de 1 km d\u2019\u00e9paisseur \u00e0 300\u00b0C. Aux temp\u00e9ratures de surface v\u00e9nusienne, on pr\u00e9voit que ce taux de serpentinisation doit \u00eatre sup\u00e9rieur d\u2019au moins un ordre de grandeur, ce qui donne un temps caract\u00e9ristique d\u2019un million d\u2019ann\u00e9es pour l\u2019hydratation de dix kilom\u00e8tres de cro\u00fbte basaltique v\u00e9nusienne. De futures explorations de V\u00e9nus aideront \u00e0 valider ou non l\u2019hypoth\u00e8se sur les quantit\u00e9s initiales d\u2019eau qui pr\u00e9valaient lors de la formation de cette plan\u00e8te.<\/p>\n Il est n\u00e9anmoins n\u00e9cessaire d\u2019envisager l\u2019hypoth\u00e8se selon laquelle la Terre et V\u00e9nus auraient pu avoir des masses d\u2019eau primordiale tr\u00e8s diff\u00e9rentes au d\u00e9but de leur histoire. La grande quantit\u00e9 d\u2019eau sur Terre pourrait par exemple r\u00e9sulter d\u2019\u00e9v\u00e9nements catastrophiques comme des successions de collisions avec les com\u00e8tes qui parcourent le syst\u00e8me solaire.<\/p>\n Les com\u00e8tes sont de petits corps du syst\u00e8me solaire compos\u00e9s de glace et de poussi\u00e8res, de faible densit\u00e9 (\u2248 600 kg.m-3<\/sup>), avec des masses allant de 1013<\/sup> \u00e0 1014<\/sup> kg (figure 2). Ils se d\u00e9placent rapidement (\u2248 100 000 km par heure) sur des orbites elliptiques autour du Soleil, qui recoupent celles des huit plan\u00e8tes du syst\u00e8me solaire. Les p\u00e9riodes orbitales de la plupart des com\u00e8tes vont de quelques d\u00e9cennies \u00e0 des milliers d\u2019ann\u00e9es. Deux grandes classes de com\u00e8tes ont \u00e9t\u00e9 document\u00e9es \u00e0 ce jour. D\u2019abord les com\u00e8tes \u00e0 courtes p\u00e9riodes, celles appartenant \u00e0 la \u00ab famille de Jupiter \u00bb, qui sont le moins abondantes et celles qui trouvent tr\u00e8s probablement leur origine dans la ceinture d\u2019Edgeworth-Kuiper, au-del\u00e0 de Neptune. Les com\u00e8tes \u00e0 longues p\u00e9riodes sont, elles, form\u00e9es dans le nuage d\u2019Oort, \u00e0 mi-chemin environ de l\u2019\u00e9toile la plus proche, la naine rouge Proxima du Centaure, situ\u00e9e dans la constellation du Centaure. Ces com\u00e8tes sont constitu\u00e9es d\u2019un noyau rocheux entour\u00e9 d\u2019une enveloppe compos\u00e9e principalement de poussi\u00e8re, d\u2019eau, de dioxyde et de monoxyde de carbone, de m\u00e9thane et d\u2019ammoniac, l\u2019ensemble de ces volatiles \u00e9tant, vu les conditions de temp\u00e9rature, \u00e0 l\u2019\u00e9tat de glace solide. L\u2019eau constitue environ 80 % en poids de la masse totale d\u2019une com\u00e8te.<\/p>\n L\u2019hydrog\u00e8ne est l\u2019atome le plus abondant dans l\u2019Univers, form\u00e9 au cours du Big Bang, mais son isotope lourd, le deut\u00e9rium, fabriqu\u00e9 lui quelques minutes apr\u00e8s le Big Bang, est tr\u00e8s rare, et s\u2019est trouv\u00e9 concentr\u00e9 dans des mol\u00e9cules organiques et dans l\u2019eau lors de r\u00e9actions mol\u00e9culaires de basses temp\u00e9ratures o\u00f9 des esp\u00e8ces charg\u00e9es r\u00e9agissent avec d\u2019autres esp\u00e8ces neutres qui se sont produites dans le nuage pr\u00e9solaire \u00e0 des temp\u00e9ratures allant de 10 K \u00e0 100 K.<\/p>\n Figure 2.<\/strong> Les com\u00e8tes, riches en eau, sont de potentielles contributrices<\/em> Ces proc\u00e9d\u00e9s chimiques sont enregistr\u00e9s et \u00ab fossilis\u00e9s \u00bb dans les m\u00e9t\u00e9orites et les com\u00e8tes. Dans la n\u00e9buleuse solaire nouvellement d\u00e9velopp\u00e9e, le degr\u00e9 d\u2019enrichissement du deut\u00e9rium dans l\u2019eau augmente avec la distance entre le jeune Soleil (figure 3). La r\u00e9action d\u2019\u00e9change isotopique peut \u00eatre formul\u00e9e comme suit : Figure 3.<\/strong> Variation du facteur f d\u2019enrichissement en deut\u00e9rium de l\u2019eau condens\u00e9e,<\/em> Cette r\u00e9action favorise l\u2019enrichissement isotopique en D de la mol\u00e9cule HDO, enrichissement qui est limit\u00e9 par la cin\u00e9tique r\u00e9actionnelle, elle-m\u00eame contrainte par les tr\u00e8s faibles temp\u00e9ratures du milieu de r\u00e9action. Le facteur d\u2019enrichissement en D, f,<\/em> est d\u00e9fini comme le rapport du rapport isotopique D\/H entre l\u2019eau et l\u2019hydrog\u00e8ne mol\u00e9culaire, selon l\u2019\u00e9quation suivante :<\/p>\n Les com\u00e8tes ont ensuite conserv\u00e9 pendant des milliards d\u2019ann\u00e9es les rapports isotopiques D\/H qu\u2019elles ont acquis dans leur r\u00e9gion de formation, avec une abondance du deut\u00e9rium dans la com\u00e8te corr\u00e9l\u00e9e positivement avec la distance h\u00e9liocentrique. Par cons\u00e9quent, les com\u00e8tes \u00e0 longue p\u00e9riode, qui ont \u00e9t\u00e9 g\u00e9n\u00e9r\u00e9es dans le nuage d\u2019Oort, loin du Soleil, ont des rapports D\/H tr\u00e8s \u00e9lev\u00e9s, environ deux fois plus que ceux des oc\u00e9ans terrestres actuels (D\/H = 155,7×10-6<\/sup>) ou de la Terre totale (D\/H estim\u00e9 = 149\u00b13×10-6<\/sup>). Par exemple, les com\u00e8tes Halley, Hale-Bopp et Hyakutake ont respectivement des rapports isotopiques du deut\u00e9rium de 316 \u00b1 34×10-6<\/sup>, 320 \u00b1 120×10-6<\/sup> et 290 \u00b1 100×10-6<\/sup> (figure 4).<\/p>\n Figure 4.<\/strong> Rapports isotopiques du deut\u00e9rium des plan\u00e8tes g\u00e9antes gazeuses,<\/em> COMMENTAIRES DE LA FIGURE 4.\u2013 Carr\u00e9s gris clairs : rapports D\/H pour l\u2019eau dans les com\u00e8tes originaires du nuage de Oort, qui sont : 1P\/Halley, C\/1996 B2 (Hyakutake), C\/1995 O1 (Hale-Bopp), C\/2002 T7 (LINEAR) et 8P\/Tuttle. Le rapport D\/H dans les com\u00e8tes de la \u00ab famille de Jupiter \u00bb, 103P\/Hartley 2 est identique \u00e0 celui des oc\u00e9ans de la Terre. Carr\u00e9s gris fonc\u00e9s : rapport D\/H dans l\u2019atmosph\u00e8re des plan\u00e8tes g\u00e9antes Jupiter (J), Saturne (S), Uranus (U) et Neptune (N). Carr\u00e9s dans le coin sup\u00e9rieur de gauche : D\/H de l\u2019eau dans le panache de la lune Encelade de Saturne et dans les chondrites carbon\u00e9es de type CI, respectivement.<\/em><\/p>\n En raison de leur enrichissement en deut\u00e9rium, ces com\u00e8tes ne peuvent pas avoir \u00e9t\u00e9 les principaux contributeurs de l\u2019eau sur la Terre. En effet, le rapport isotopique D\/H de l\u2019\u00e9norme masse oc\u00e9anique est une signature isotopique robuste de son origine. En outre, il n\u2019y a aucun r\u00e9servoir solide ou fluide sur Terre qui a pu \u00eatre en mesure de modifier la composition isotopique de l\u2019oc\u00e9an mondial dans le temps, ni par transfert de masse, ni par \u00e9change isotopique. De m\u00eame, toute l\u2019eau parvenue sur Terre a d\u00fb conserver la signature isotopique des impactants contributeurs, puisque le fractionnement isotopique du deut\u00e9rium entre la glace et la vapeur d\u2019eau lors des processus de sublimation est n\u00e9gligeable. Le processus de dissociation photochimique de l\u2019eau est un ph\u00e9nom\u00e8ne naturel qui se produit dans la haute atmosph\u00e8re. Il provoque donc un flux net de fuite d\u2019hydrog\u00e8ne vers l\u2019espace interplan\u00e9taire d\u2019environ 2×108<\/sup> atomes H.cm-2<\/sup>.s-1<\/sup>, ce qui correspond \u00e0 un flux d\u2019eau de 8×108<\/sup> kg.a-1<\/sup>. Ce flux est de trois ordres de grandeur plus faible que les flux d\u2019eau qui affectent le syst\u00e8me oc\u00e9an-manteau terrestre et ne peut donc pas affecter de mani\u00e8re significative la masse de l\u2019hydrosph\u00e8re. En supposant que l\u2019hydrog\u00e8ne est perdu uniquement sous forme de H, sans aucun D, le rapport isotopique D\/H de l\u2019oc\u00e9an mondial n\u2019aurait pas augment\u00e9 de plus de 10 % de sa valeur initiale pendant les 4,5 milliards d\u2019ann\u00e9es d\u2019existence de la Terre.<\/p>\n Il a \u00e9t\u00e9 r\u00e9cemment propos\u00e9 que les com\u00e8tes aux plus courtes p\u00e9riodes orbitales, form\u00e9es dans la r\u00e9gion de Jupiter, dites pour cela joviennes, sont les seules \u00e0 pr\u00e9senter des rapports D\/H compatibles avec la composition isotopique globale de la Terre. Ces com\u00e8tes ont \u00e9t\u00e9 g\u00e9n\u00e9r\u00e9es \u00e0 des temp\u00e9ratures proches de 100 K permettant davantage d\u2019\u00e9change isotopique avec l\u2019hydrog\u00e8ne protosolaire. La com\u00e8te Hartley 2, par exemple, a un rapport D\/H similaire \u00e0 celui de la Terre. Ces com\u00e8tes joviennes pourraient donc bien \u00eatre les sources d\u2019eau extraterrestres \u00ab livr\u00e9es \u00bb sur Terre. Sur la base de l\u2019observation du fait que les rapports isotopiques D\/H de l\u2019eau des m\u00e9t\u00e9orites carbon\u00e9es et des com\u00e8tes sont tr\u00e8s proches, il semble maintenant raisonnable d\u2019admettre que ces corps puissent \u00eatre consid\u00e9r\u00e9s comme les composantes d\u2019un continuum formant une m\u00eame famille de corps interstellaires. Ces com\u00e8tes g\u00e9n\u00e9r\u00e9es \u00e0 proximit\u00e9 de Jupiter sont moins abondantes que celles qui ont \u00e9t\u00e9 form\u00e9es dans le nuage de Oort, m\u00eame si elles \u00e9taient probablement beaucoup plus nombreuses au cours de la gen\u00e8se du syst\u00e8me solaire, avant d\u2019\u00eatre \u00e9ject\u00e9es du syst\u00e8me solaire en raison du champ de gravit\u00e9 \u00e9norme impos\u00e9 par Jupiter. Ces com\u00e8tes joviennes ont aussi une esp\u00e9rance de vie courte, de l\u2019ordre de 1,5×105<\/sup> ans, ce qui r\u00e9duit fortement la probabilit\u00e9 d\u2019impacts avec la jeune Terre. Plus critique encore est le r\u00e9sultat du calcul du nombre minimal de com\u00e8tes n\u00e9cessaire pour aboutir au montant estim\u00e9 de l\u2019eau stock\u00e9e sur la Terre. Comme on le verra au chapitre 4, il y a une grande quantit\u00e9 d\u2019eau diss\u00e9min\u00e9e dans le manteau de la Terre, les estimations allant d\u2019une masse identique \u00e0 celle des oc\u00e9ans \u00e0 une masse cinq fois sup\u00e9rieure. En supposant qu\u2019il n\u2019y a pas eu de pertes d\u2019eau lors des violents impacts com\u00e9taires, un sc\u00e9nario lui-m\u00eame peu probable, un simple calcul du bilan de masse sugg\u00e8re qu\u2019environ cinquante millions de ces com\u00e8tes auraient \u00e9t\u00e9 n\u00e9cessaires pour expliquer la masse totale d\u2019eau terrestre. Nous allons voir d\u2019autres th\u00e9ories concurrentes expliquant l\u2019origine de l\u2019eau sur Terre, impliquant d\u2019autres sources et m\u00e9canismes de fourniture de l\u2019eau \u00e0 notre plan\u00e8te.<\/p>\n Parmi les diff\u00e9rentes familles de m\u00e9t\u00e9orites, les chondrites carbon\u00e9es et en particulier le groupe CI, contiennent une grande quantit\u00e9 d\u2019eau allant de 3 \u00e0 22 % en poids, en plus de mol\u00e9cules organiques comme des acides amin\u00e9s (figure 5). Ces m\u00e9t\u00e9orites sont principalement constitu\u00e9es de silicates anhydres, comme l\u2019olivine ou hydrat\u00e9s, comme la serpentine et les argiles. Ils contiennent \u00e9galement des oxydes riches en fer tels que la magn\u00e9tite et des sulfures en faible quantit\u00e9. Ces chondrites carbon\u00e9es n\u2019ont jamais \u00e9t\u00e9 expos\u00e9es \u00e0 des temp\u00e9ratures sup\u00e9rieures \u00e0 50 \u00b0C et on consid\u00e8re g\u00e9n\u00e9ralement que leur composition chimique globale refl\u00e8te fid\u00e8lement celle de la n\u00e9buleuse protosolaire.<\/p>\n Figure 5.<\/strong> Echantillon de chondrite carbon\u00e9e<\/em> Ces m\u00e9t\u00e9orites sont des restes des corps parentaux ou plan\u00e9t\u00e9simaux qui ont contribu\u00e9 \u00e0 former la Terre (figure 6). L\u2019accroissement de la taille de la Terre a \u00e9t\u00e9 assur\u00e9 par accr\u00e9tion de ces plan\u00e9t\u00e9simaux, ph\u00e9nom\u00e8ne au cours duquel l\u2019\u00e9nergie gravitationnelle a \u00e9t\u00e9 convertie en \u00e9nergie thermique, d\u2019abord par l\u2019impact, puis par le processus de compression de la mati\u00e8re. Les temp\u00e9ratures de la Terre sont alors devenues suffisamment \u00e9lev\u00e9es pour faire fondre totalement les roches. Une source auxiliaire de chaleur interne, aujourd\u2019hui encore en activit\u00e9, a \u00e9t\u00e9 la d\u00e9sint\u00e9gration des isotopes radioactifs pr\u00e9sents dans les min\u00e9raux des roches, en particulier le potassium. Alors que les \u00e9l\u00e9ments les plus lourds tels que Ni et Fe se sont diff\u00e9renci\u00e9s et ont plong\u00e9 pour former le noyau m\u00e9tallique de la Terre, les \u00e9l\u00e9ments les plus l\u00e9gers ont eux migr\u00e9 vers la surface pour former les enveloppes fluides externes.<\/p>\n Figure 6.<\/strong> Vue d\u2019artiste du ph\u00e9nom\u00e8ne d\u2019accr\u00e9tion des plan\u00e8tes telluriques<\/em> Les bilans de masse, chimique et isotopique, de l\u2019oxyg\u00e8ne impliquent que la plupart des corps parentaux (\u2248 98 %), qui ont form\u00e9 les enveloppes solides de la Terre, ont \u00e9t\u00e9 des mat\u00e9riaux anhydres, comme par exemple l\u2019enstatite (MgSiO3<\/sub>) des chondrites. Cependant, la plupart des fluides, y compris toute l\u2019eau de la Terre, auraient pu provenir du d\u00e9gazage \u00e0 haute temp\u00e9rature de seulement 2 % des chondrites carbon\u00e9es ou des ast\u00e9ro\u00efdes de glace accr\u00e9t\u00e9s pour former la Terre (figure 7), ces deux types de corps parentaux ayant circul\u00e9 \u00e0 l\u2019int\u00e9rieur de la ceinture d\u2019ast\u00e9ro\u00efde entre Mars et Jupiter. Selon les mod\u00e8les de diff\u00e9renciation de la Terre, en particulier ceux qui envisagent la s\u00e9gr\u00e9gation du noyau, la distribution de l\u2019eau \u00e0 la surface de la Terre et, par cons\u00e9quent, la formation des oc\u00e9ans de la plan\u00e8te, a eu lieu entre 50 et 200 millions d\u2019ann\u00e9es apr\u00e8s la fin de l\u2019accr\u00e9tion de la Terre.<\/p>\n Figure 7.<\/strong> Vue d\u2019artiste de l\u2019ast\u00e9ro\u00efde de glace Cyb\u00e8le<\/em><\/p>\n On peut donc accepter l\u2019hypoth\u00e8se d\u2019une contribution mineure de l\u2019eau com\u00e9taire au volume total de l\u2019eau de la Terre, au moins 90 % en poids de cette eau provenant de ces petits ast\u00e9ro\u00efdes ayant une composition chondritique carbon\u00e9e primitive. En outre, les chondrites carbon\u00e9es ont des rapports iotopiques D\/H dans la gamme 130 \u00e0 200×10-6<\/sup> avec une valeur moyenne de 149\u00b16×10-6 (figure 8), valeur qui est similaire \u00e0 la moyenne estim\u00e9e du rapport D\/H global de la Terre (149 \u00b1 3×10-6<\/sup>).<\/p>\n Figure 8.<\/strong> Rapports D\/H de l\u2019eau des chondrites carbon\u00e9es compar\u00e9s<\/em> Une th\u00e9orie alternative soutient le concept de formation de la Terre par accr\u00e9tion de \u00ab grains solides humides \u00bb qui aurait pu contenir d\u2019une \u00e0 trois fois la quantit\u00e9 d\u2019eau n\u00e9cessaire \u00e0 la formation des masses oc\u00e9aniques. L\u2019id\u00e9e que l\u2019eau sur Terre pourrait provenir de l\u2019adsorption de l\u2019eau de la n\u00e9buleuse sur des grains dans le disque d\u2019accr\u00e9tion, eau qui aurait surv\u00e9cu au processus d\u2019accr\u00e9tion reste cependant hautement sp\u00e9culative. De plus, comme l\u2019efficacit\u00e9 de l\u2019adsorption d\u2019eau sur un solide augmente \u00e0 mesure que la temp\u00e9rature diminue, on s\u2019attendrait \u00e0 ce que Mars ait pi\u00e9g\u00e9 proportionnellement plus d\u2019eau que la Terre, et la Lune aurait d\u00fb recevoir de grandes quantit\u00e9s d\u2019eau alors qu\u2019il est parfaitement connu qu\u2019elle en est d\u00e9pourvue, au moins jusqu\u2019\u00e0 environ 500 km de profondeur. Il existe des preuves de la pr\u00e9sence d\u2019eau sur Mars, r\u00e9v\u00e9l\u00e9es par l\u2019analyse des rayons gamma et par les spectrom\u00e8tres \u00e0 neutrons qui \u00e9taient embarqu\u00e9s \u00e0 bord du vaisseau spatial Mars Odyssey. Des abondances \u00e9lev\u00e9es en hydrog\u00e8ne ont \u00e9t\u00e9 interpr\u00e9t\u00e9es par l\u2019existence de couches de glace d\u2019au moins un m\u00e8tre d\u2019\u00e9paisseur enfouies sous une couche de poussi\u00e8re basaltique \u00e0 des latitudes sup\u00e9rieures \u00e0 60\u00b0 dans les deux h\u00e9misph\u00e8res. Cette th\u00e9orie se dispense de la n\u00e9cessit\u00e9 de faire appel \u00e0 des min\u00e9raux riches en eau comme ceux pr\u00e9sents dans les chondrites carbon\u00e9es. Les cons\u00e9quences sur l\u2019\u00e9volution pr\u00e9coce de la Terre sont \u00e9galement essentielles dans le cadre de cette th\u00e9orie de l\u2019accr\u00e9tion de solides humides. L\u2019eau abaisse en effet le point de fusion des silicates et ceci devrait alors avoir favoris\u00e9 l\u2019existence d\u2019un oc\u00e9an de magma en profondeur. En outre, la pr\u00e9sence tr\u00e8s pr\u00e9coce de grandes quantit\u00e9s d\u2019eau devrait avoir des cons\u00e9quences critiques sur l\u2019\u00e9volution de l\u2019\u00e9tat redox de la plan\u00e8te, avec des taux d\u2019oxydation plus \u00e9lev\u00e9s des composants du manteau et du noyau par rapport \u00e0 une plan\u00e8te principalement n\u00e9e de l\u2019accr\u00e9tion de solides anhydres.<\/p>\n Dans le cadre de cette hypoth\u00e8se alternative, on peut supposer que le rapport isotopique D\/H des oc\u00e9ans terrestres pr\u00e9sente une valeur qui r\u00e9sulte d\u2019un \u00e9quilibre fortuit entre celle de l\u2019eau provenant de la n\u00e9buleuse solaire et celle de l\u2019eau enrichie en deut\u00e9rium, provenant des com\u00e8tes. Une \u00e9quation de bilan de masse peut \u00eatre \u00e9tablie en \u00e9galant l\u2019\u00e9tat initial (terme de gauche) avec l\u2019\u00e9tat final (terme de droite) de la distribution de l\u2019eau et des rapports isotopiques D\/H entre les r\u00e9servoirs mantelliques et oc\u00e9aniques :<\/p>\n En utilisant les donn\u00e9es rappel\u00e9es ci-dessous : Le bilan de masse est alors r\u00e9alis\u00e9 pour un manteau primordial contenant 180 ppm d\u2019eau provenant de la n\u00e9buleuse solaire en supposant que le manteau \u00e9volu\u00e9 actuel a 100 ppm d\u2019eau. Ces calculs demeurent hautement sp\u00e9culatifs et il faut garder \u00e0 l\u2019esprit que la m\u00e9thode du bilan similaire doit satisfaire \u00e0 d\u2019autres \u00e9l\u00e9ments volatils pr\u00e9sents dans l\u2019atmosph\u00e8re, tels que l\u2019azote.<\/p>\n Deux flux unidirectionnels affectent le bilan de l\u2019eau sur la Terre : ce sont d\u2019une part, un apport d\u2019eau d\u00fb, on l\u2019a vu, \u00e0 des impacts de corps extra-terrestres et, d\u2019autre part, une perte en eau due \u00e0 la fuite de l\u2019hydrog\u00e8ne atomique dans l\u2019espace apr\u00e8s photodissociation de l\u2019eau dans la haute atmosph\u00e8re. Consid\u00e9rons les cons\u00e9quences de ces deux m\u00e9canismes sur le rapport isotopique D\/H de l\u2019oc\u00e9an depuis 4,5 milliards d\u2019ann\u00e9es.<\/p>\n La masse totale M(t) des corps m\u00e9t\u00e9oritiques accumul\u00e9s sur la Lune au cours des temps g\u00e9ologiques peut ais\u00e9ment \u00eatre calcul\u00e9e gr\u00e2ce au traitement statistique de la densit\u00e9 observ\u00e9e des crat\u00e8res d\u2019impact lunaires en fonction du temps. Ce calcul, bien s\u00fbr, est impossible pour la Terre, mais la mise \u00e0 l\u2019\u00e9chelle de M(t) par la section efficace gravitationnelle de la Terre, qui est 23 fois plus grande que celle de la Lune, permet d\u2019obtenir une solution analytique :<\/p>\n Le temps t<\/em> y est exprim\u00e9 en milliards d\u2019ann\u00e9es, la surface de la Terre S<\/em> en km2<\/sup>, et la masse totale de mat\u00e9riel extraterrestre M<\/em>(t<\/em>) en kg. On obtient ainsi la relation :<\/p>\n M<\/em>(H2<\/sub>O) = M<\/em>(t)[(1\u2013x)(0,95)(0,90)(0,50)(0,10) + (x)(0,85)(0,50)(0,50)]<\/p>\n o\u00f9 (x) est la part relative de m\u00e9t\u00e9orites dans le flux extraterrestre et (1\u2013x), la part due aux com\u00e8tes.<\/p>\n Dans le premier terme, 5 % de la masse des oc\u00e9ans ont \u00e9t\u00e9 perdus lors des impacts, 90 % du corps impactant s\u2019est accr\u00e9t\u00e9 \u00e0 la Terre et, parmi les m\u00e9t\u00e9orites, 50 % sont riches en eau, avec des concentrations atteignant 10 % en poids.<\/p>\n Le second terme traduit la contribution com\u00e9taire, 15 % de la masse des oc\u00e9ans \u00e9tant perdus dans l\u2019espace lors des impacts, 50 % des com\u00e8tes s\u2019accr\u00e9tant \u00e0 la masse terrestre, avec une concentration en eau de 50 % en poids.<\/p>\n En prenant en compte ces param\u00e8tres, l\u2019application num\u00e9rique montre que la masse totale d\u2019eau M(H2<\/sub>O) ajout\u00e9e aux oc\u00e9ans terrestres pendant 4,5 milliards d\u2019ann\u00e9es devrait se situer entre 4 % et 22 % selon la contribution relative des com\u00e8tes et des chondrites carbon\u00e9es riches en eau. Selon ce calcul, respectivement 0,01 %, 0,1 % et 1 % d\u2019eau extraterrestre ont \u00e9t\u00e9 ajout\u00e9s \u00e0 la Terre depuis 1, 3,8 et 4,2 milliards d\u2019ann\u00e9es, respectivement. En utilisant le rapport isotopique D\/H de la com\u00e8te P\/Halley, les valeurs de \u03b4D des oc\u00e9ans \u00e9taient respectivement de \u20130,2, \u20133,0 et \u201311 \u2030 \u00e0 1, 3,8 et 4,2 milliards d\u2019ann\u00e9es (voir au chapitre 1 la relation entre le rapport D\/H et la valeur \u03b4D normalis\u00e9e au SMOW, Standard Mean Ocean Water<\/em>).<\/p>\n La variation maximale possible du rapport isotopique des oc\u00e9ans terrestres due aux toutes derni\u00e8res additions d\u2019eau extraterrestre peut \u00e9galement \u00eatre calcul\u00e9e. En mettant \u00e0 l\u2019\u00e9chelle l\u2019\u00e9quation ci-dessus afin d\u2019obtenir une entr\u00e9e d\u2019eau extraterrestre totale \u00e9gale \u00e0 la masse actuelle de l\u2019eau sur Terre, le flux maximum possible de l\u2019eau extra-terrestre peut \u00eatre calcul\u00e9. Si le flux d\u2019eau extraterrestre int\u00e9gr\u00e9 \u00e9tait douze fois plus important que celui estim\u00e9 par l\u2019\u00e9quation ci-dessus, alors on aurait M<\/em>(H2<\/sub>O)\/M<\/em>(oc\u00e9ans) = 1 pour t<\/em> = 4,5 milliards d\u2019ann\u00e9es. Une telle sous-estimation d\u2019un facteur 12 correspond aux limites sup\u00e9rieures des barres d\u2019erreur d\u00e9finies pour le flux extraterrestre ; en d\u2019autres termes M<\/em>(H2<\/sub>O)\/M<\/em>(oc\u00e9ans) = 1 n\u2019est pas d\u00e9raisonnable compte tenu de l\u2019incertitude associ\u00e9e aux donn\u00e9es obtenues \u00e0 partir de la connaissance de la crat\u00e9risation de la surface lunaire. Compte tenu des changements isotopiques pour les roches terrestres connues les plus anciennes (d\u2019\u00e2ges \u2264 4,0 milliards d\u2019ann\u00e9es) et en supposant que toute l\u2019eau ajout\u00e9e \u00e0 la Terre depuis l\u2019\u00e9poque avait un rapport D\/H similaire \u00e0 celui des com\u00e8tes, le \u03b4D calcul\u00e9 des oc\u00e9ans terrestres pr\u00e9sentait les valeurs respectives suivantes : \u20133,7 \u2030, \u20136,1 \u2030 et \u201366,6 \u2030 (SMOW) il y a respectivement 3,0, 3,5 et 4,0 milliards d\u2019ann\u00e9es. On peut donc conclure que la variation de composition isotopique des oc\u00e9ans caus\u00e9e par une possible addition d\u2019eau extraterrestre sur Terre est n\u00e9gligeable depuis au moins 3,5 milliards d\u2019ann\u00e9es.<\/p>\n La preuve de la pr\u00e9sence pr\u00e9coce des oc\u00e9ans sur Terre est fournie par les plus anciennes roches s\u00e9dimentaires. Des restes de s\u00e9diments marins p\u00e9lagiques ont \u00e9t\u00e9 d\u00e9couverts \u00e0 Isua, au Groenland, dat\u00e9s de 3,7×109<\/sup> ann\u00e9es. Le site d\u2019Akilia, \u00e9galement au Groenland, a fourni des s\u00e9diments tr\u00e8s anciens dat\u00e9s \u00e0 3,86 \u00b1 0,11×109<\/sup> ans, caract\u00e9ris\u00e9s par des min\u00e9raux et une composition chimique hors du commun. Ces s\u00e9diments, compos\u00e9s de magn\u00e9tite (Fe3<\/sub>O4<\/sub>) et de quartz (SiO2<\/sub>) sont appel\u00e9s Banded Iron Formation<\/em> (BIF) (formation de fer ruban\u00e9e) et t\u00e9moignent du fait que les oc\u00e9ans primordiaux pr\u00e9sentaient une composition chimique radicalement diff\u00e9rente de celle qui pr\u00e9vaut depuis le d\u00e9but des temps phan\u00e9rozo\u00efques (il y a environ 550 millions ann\u00e9es). Les oc\u00e9ans primordiaux ont \u00e9t\u00e9 en contact avec une atmosph\u00e8re ayant une pression partielle de CO2<\/sub> d\u2019environ 100 bars, \u00e9quivalent au stock estim\u00e9 (\u2248 5,4×1019<\/sup> kg de C) du carbone aujourd\u2019hui stock\u00e9 soit dans les roches carbonat\u00e9es, soit sous forme de mati\u00e8re organique (charbon, p\u00e9trole, gaz). A ces r\u00e9servoirs su-perficiels, il faut ajouter une quantit\u00e9 de carbone prise au pi\u00e8ge dans les plaques lithosph\u00e9riques oc\u00e9aniques lors du processus de subduction, qui correspond \u00e0 environ 25 ppm de carbone dans le manteau terrestre actuel. Ces teneurs consid\u00e9rablement \u00e9lev\u00e9es de dioxyde de carbone atmosph\u00e9rique dans l\u2019atmosph\u00e8re de la Terre primitive \u00e9taient responsables d\u2019un effet de serre \u00e9norme, avec des temp\u00e9ratures de surface pouvant atteindre 400\u00b0C (figure 9).<\/p>\n Figure 9.<\/strong> Variations de la temp\u00e9rature de surface de la Terre primitive (en \u00b0C) en fonction de la pression partielle de CO2<\/sub> dans l\u2019atmosph\u00e8re (en bars). Les calculs de temp\u00e9ratures tiennent compte du fait que la luminosit\u00e9 solaire \u00e9tait r\u00e9duite de 30 % par rapport \u00e0 celle que nous connaissons depuis les temps phan\u00e9rozo\u00efques et que l\u2019atomph\u00e8re ne contenait pas d\u2019oxyg\u00e8ne (extrait de Kasting and Ackerman [KAS 86]).<\/em><\/p>\n Ces importantes pressions partielles de CO2<\/sub>, associ\u00e9es \u00e0 l\u2019absence d\u2019oxyg\u00e8ne mol\u00e9culaire dans l\u2019atmosph\u00e8re, permettent de conclure que les eaux oc\u00e9aniques de ces p\u00e9riodes \u00e9taient d\u2019une part anoxiques (sans O2<\/sub> dissous) et d\u2019autre part nettement acides (pH < 5). Ces d\u00e9ductions sont en parfait accord avec les conditions n\u00e9cessaires au d\u00e9p\u00f4t des formations de fer ruban\u00e9es au Prot\u00e9rozo\u00efque lorsque les oc\u00e9ans sont devenus basiques et un peu oxyg\u00e9n\u00e9s, entre 2,5 et 2,0 milliards d\u2019ann\u00e9es.<\/p>\n En effet, ces s\u00e9diments marins riches en fer (avec des min\u00e9raux comme la magn\u00e9tite Fe3<\/sub>O4<\/sub>) et riches en silice (pr\u00e9sence de chert) t\u00e9moignent, avant leur pr\u00e9cipitation, de teneurs \u00e9lev\u00e9es en Fe2+<\/sup> soluble dans les eaux de mer arch\u00e9ennes, teneurs uniquement compatibles avec des eaux priv\u00e9es d\u2019oxyg\u00e8ne dissous et caract\u00e9ris\u00e9es par un pH bas, dans la gamme 0 \u00e0 6. A cette \u00e9poque, en l\u2019absence de continents, la chimie de l\u2019eau de mer a \u00e9t\u00e9 tr\u00e8s probablement contr\u00f4l\u00e9e par des r\u00e9actions entre l\u2019eau et les roches magmatiques volcaniques du fond des oc\u00e9ans, \u00e0 haute temp\u00e9rature (300-600\u00b0C). En raison d\u2019un gradient g\u00e9othermique \u00e9lev\u00e9 pr\u00e9valant au cours de l\u2019Arch\u00e9en, ce qui refl\u00e8te un flux de chaleur interne plus \u00e9lev\u00e9, ces roches volcaniques sont n\u00e9es de la fusion des p\u00e9ridotites mantelliques \u00e0 des temp\u00e9ratures tr\u00e8s \u00e9lev\u00e9es, de l\u2019ordre de 1 700\u00b0C au lieu des 1 200\u00b0C que l\u2019on observe aujourd\u2019hui dans les volcans. A des temp\u00e9ratures aussi \u00e9lev\u00e9es, les silicates fondus contiennent davantage de Mg (voir le tableau 1 pour la composition chimique), cristallis\u00e9 sous forme de silicates appel\u00e9s forst\u00e9rites (Mg2<\/sub>SiO4<\/sub>), composants principaux des roches appel\u00e9es komatiites (figure 10), associ\u00e9s \u00e0 des pyrox\u00e8nes calciques ((Ca, Na)(Mg, Fe, Al, Ti)(Si, Al)2<\/sub>O6<\/sub>) et des chromites comme composant mineur (Fe2+<\/sup>Cr2<\/sub>O4<\/sub>). Ces komatiites sont des roches ultramafiques ainsi nomm\u00e9es d\u2019apr\u00e8s leur d\u00e9couverte par M. et R. Viljoein le long de la vall\u00e9e de la rivi\u00e8re Komati, en Afrique du Sud.<\/p>\n![\"\"](\"https:\/\/www.istegroup.com\/wp-content\/uploads\/2021\/09\/fig1-Leau-sur-la-Terre.jpg\")
<\/a><\/p>\n
\nFerrosilite\u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 \u00a0 H\u00e9matite\u00a0 \u00a0 \u00a0 Quartz<\/p>\n2. Les com\u00e8tes<\/h3>\n
<\/a><\/p>\n
\n\u00e0 la gen\u00e8se des oc\u00e9ans terrestres primordiaux<\/em><\/p>\n
\nH2<\/sub>O + HD\u00a0 \u00a0\u21c6\u00a0 HDO + H2<\/sub><\/p>\n<\/a><\/p>\n
\nen fonction de la distance au Soleil. Illustration d\u2019apr\u00e8s Horner et al. [HOR 07]<\/em><\/p>\n<\/a><\/p>\n<\/a><\/p>\n
\nde la n\u00e9buleuse protosolaire, de la Terre et des com\u00e8tes<\/em>
\n(illustration d\u2019apr\u00e8s Hartogh et al. [HAR 11])<\/em><\/p>\n3. Les chondrites carbon\u00e9es et les ast\u00e9ro\u00efdes de glace<\/h3>\n
<\/a><\/p>\n
\n(source : collection de l\u2019Ecole normale sup\u00e9rieure de Lyon, France)<\/em><\/p>\n<\/a><\/p>\n
\nde notre syst\u00e8me solaire<\/em><\/p>\n<\/a><\/p>\n<\/a><\/p>\n
\n\u00e0 la valeur moyenne du D\/H de la Terre (figure d\u2019apr\u00e8s L\u00e9cuyer et al. [LEC 98])<\/em><\/p>\n<\/a><\/p>\n
\n\u2013 masse de la Terre : Rf<\/sub>me<\/sup><\/em> = 5×1024<\/sup> kg ;
\n\u2013 masse des oc\u00e9ans actuels : Ef<\/sub>oe<\/sup><\/em> = 1,38×1021<\/sup> kg ;
\n\u2013 rapport isotopique D\/H du manteau actuel : (D<\/sup><\/em>\u2044H<\/sub><\/em>)f<\/sub>me<\/sup><\/em> = 1,432×10-4<\/sup> ;
\n\u2013 rapport isotopique D\/H du manteau primordial : (D<\/sup><\/em>\u2044H<\/sub><\/em>)i<\/sub>mp<\/sup><\/em> = 0,25×10-4<\/sup> \u2248 celui de la n\u00e9buleuse protosolaire ;
\n\u2013 rapport isotopique de l\u2019oc\u00e9an actuel : (D<\/sup><\/em>\u2044H<\/sub><\/em>)f<\/sub>oe<\/sup><\/em> = 1,557×10-4<\/sup> ;
\n\u2013 rapport isotopique de l\u2019oc\u00e9an primordial : (D<\/sup><\/em>\u2044H<\/sub><\/em>)i<\/sub>op<\/sup><\/em> = 3×10-4<\/sup> \u2248 celui des com\u00e8tes de la famille de Oort :
\n[H2<\/sub>0<\/em>]f<\/sub>me<\/sup><\/em> = 100 ppm
\nEt sachant que :<\/p>\n<\/a><\/p>\n4. L\u2019\u00e9volution mod\u00e9r\u00e9e du rapport isotopique D\/H de l\u2019oc\u00e9an mondial<\/h3>\n
<\/a><\/p>\n5. Composition chimique des oc\u00e9ans de la Terre primordiale<\/h3>\n
5.1. L\u2019\u00e9norme effet de serre qu\u2019a connu la Terre primitive<\/em><\/h4>\n
<\/a><\/p>\n5.2. Le pH et l\u2019\u00e9tat redox de l\u2019oc\u00e9an terrestre primordial<\/em><\/h4>\n