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       - La matière des planètes  
    Hors série - Science & Vie - 1996-09-01      
    Comment les neuf planètes du système solaire, tissées dans la même étoffe, un dique de matière primitive constitué des éléments chimiques dans leurs abondances cosmiques, peuvent-elles présnter aujourd'hui de telles différences dna sleur composition ?  
    L'Éternel forma l'homme de la "poussière de la Terre", nous dit la Genèse. Et si poussière nous sommes, c'est bien de celle de notre planète. Aujourd'hui, la matière s'analyse avec précision, et sur une large échelle : sur toutes les planètes tournant autour de notre Soleil.  
    Toutes ces planètes sont rondes, toutes tournent, toutes sont stratifiées en densité : plus denses au centre et moins denses à la périphérie, écrit Claude Allègre, ce qui fait leur variété, c'est leur composition chimique La logique qui a présidé à cette distribution des composés chimiques est simple : plus on est loin du Soleil, plus les composés légers sont abondants. Notre étoile est cependant constituée d'éléments légers trois quarts d'hydrogène et presque un quart d'hélium. Elle concentre par ailleurs presque toute la masse de matière présente dans le système 99,85%. Que reste-t-il pour tout ce qui gravite autour d'elle ?  
    Les neuf planètes de notre système se classent en deux groupes bien distincts selon leur éloignement au Soleil. A une distance héliocentrique inférieure à 3 Unités Astronomiques (UA), c'est-à-dire dans la proche banlieue de notre étoile, les quatre planètes telluriques -Mercure, Vénus, la Terre et Mars - se caractérisent par un petit rayon, une densité relativement élevée (de 4 à 5,5 g/cm3), et un faible nombre de satellites.  
    A l'exception de Mercure, trop proche du Soleil pour garder une atmosphère stable, ces planètes sont toutes entourées d'une couche de gaz faite d'azote, de gaz carbonique et d'eau. Dans le cas de la Terre, on compte en outre une forte proportion d'oxygène moléculaire, liée à l'apparition de la vie. Notre position semble, en effet, idéale pour maintenir des conditions vitales, ni trop près, ni trop loin de notre principale source d'énergie.  
    Au-delà de 5 UA du Soleil, les quatre planètes géantes - Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune sont très volumineuses. Leur densité est faible (entre 0,7 et 1,6 g/cm3) et proche de celle du Soleil. Composées majoritairement d'hydrogène et d'hélium, elles sont entourées d'anneaux et possèdent un grand nombre de satellites. Ces derniers évoquent, par leurs propriétés physiques, la plus éloignée et la plus petite des planètes Pluton.  
    Pourquoi de telles différences, et comment sont-elles apparues ? Le scénario de la fondation du monde a intéressé des générations d'astronomes. Aujourd'hui, le modèle de la "nébuleuse primitive" s'est imposé dans ses grandes lignes (voir l'article de S. Jodra, page 4). Que nous raconte-t-il ?  
    D'abord que le Soleil et les planètes auraient été formés à partir d'un nuage de gaz en rotation rapide, et se contractant sous l'effet de la gravitation. La vitesse de rotation s'accélérant avec la contraction, le nuage aurait fini par s'effondrer en un disque de matière primitive. Sa partie centrale, se concentrant, aurait formé le futur Soleil. A plus grande distance du centre, la température diminuant, la matière se serait agglomérée en petites particules. Ce sont elles qui, par le jeu des collisions, auraient formé les planètes.  
    Ce modèle permet d'établir une distinction entre planètes telluriques et planètes géantes. En effet, à l'origine, le disque de matière primitive est constitué des éléments chimiques dans leurs abondances cosmiques, c'est-à-dire tels qu'on les mesure un peu partout dans l'Univers. L'hydrogène y est prépondérant. Viennent ensuite l'hélium (environ 10%), l'oxygène, le carbone et l'azote (moins de 1%), puis les éléments plus lourds, de moins en moins abondants.  
    Cette distribution, d'après un autre modèle - celui du Big-Bang - résulte de l'explosion initiale qui a conduit à la production d'hydrogène et, en moindre quantité, d'hélium. Les éléments plus lourds (carbone, azote, oxygène, etc.) auraient ensuite été formés par nucléosynthèse au sein même des étoiles). Puis ils auraient été expulsés dans le milieu interstellaire lors de l'explosion finale de l'étoile. Mais revenons à notre nébuleuse primitive …  
    Lors du refroidissement du disque de matière, les éléments chimiques, présents sous forme moléculaire et gazeuse, se seraient condensés. A proximité du Soleil, silicates et métaux auraient été solidifiés les premiers, tous les autres éléments étant encore sous forme gazeuse. C'est là qu'auraient été formées les planètes telluriques, constituées autour de noyaux très denses.  
    En s'éloignant du Soleil, les gaz se seraient transformés en glaces, du fait de la diminution de température. Il y aurait ainsi eu formation de glace d'eau (H20), puis de gaz carbonique (CO2), d'azote (N2), d'oxygène (O2), d'ammoniac (NH3), de méthane (CH4) et enfin, de monoxyde de carbone (CO). Seuls l'hydrogène, l'hélium et quelques gaz rares n'auraient pas été condensés.  
    Ces glaces auraient formé, par un phénomène d'accrétion, des noyaux massifs. Les calculs montrent en effet qu'à une distance du Soleil supérieure à 5 UA, des noyaux planétaires ayant environ dix fois la masse de la Terre peuvent se former. Ils seraient plus volumineux mais moins denses que les noyaux telluriques, incorporant des éléments plus légers.  
    Un second processus serait alors intervenu, qui aurait accentué le déséquilibre entre les deux catégories de planètes. La théorie prévoit en effet qu'à partir d'une masse équivalente à dix fois celle de la Terre, les noyaux sont susceptibles d'attirer par gravitation la masse de gaz qui les entoure. Or ce nuage de gaz est composé à 99% d'hydrogène et d'hélium. Les planètes résultant de ce processus sont donc extrêmement volumineuses, et de faible densité. Sans surface solide accessible, elles sont noyées sous une épaisse couche de gaz : il s'agit des planètes géantes. En leur sein, il règne une pression et une température considérables.  
    Les planètes telluriques, elles, sont entourées d'une atmosphère dont la masse est négligeable par rapport à celle du noyau. Elle proviendrait d'un dégazage de leur cour, ou d'impacts météoritiques d'origine cométaire. Ceux-ci ont dû être très nombreux dans les premières étapes de l'histoire du système solaire : les surfaces criblées de cratères de Mercure, de la Lune et des satellites de Mars en témoignent.  
    Nous voici donc en présence de deux types d'atmosphères planétaires : celle des géantes, constituée majoritairement d'hydrogène et d'hélium, et celle des planètes telluriques, de faible masse. Quelle peut être la nature de cette atmosphère ? D'emblée, l'hydrogène et l'hélium en sont exclus. Leur poids moléculaire est en effet trop faible pour que le champ de gravité de ces planètes, relativement petites, ait pu les retenir au cours des quatre milliards et demi d'années d'existence du système solaire. Seules des molécules plus lourdes ont pu y rester.  
    Le rayon de la Terre, 6'400 km, est le plus élevé des quatre.  
    Examinons plus en détail la composition chimique de l'atmosphère des planètes. Les mesures réalisées à l'aide de spectromètres depuis la Terre, ou bien au cours de missions spatiales, nous fournissent quelques indications. L'atmosphère des planètes telluriques apparaît ainsi comme étant dominée par le gaz carbonique et l'azote, l'eau et le monoxyde de carbone étant à l'état de traces. Les éléments C, H, O, N s'y présentent donc sous une forme oxydée, ou à l'état de molécules isolées. Ils sont fréquemment combinés à l'oxygène.  
    Dans l'atmosphère des planètes géantes, en revanche, les éléments chimiques se trouvent sous forme réduite. Ils sont plutôt liés à l'hydrogène : l'azote est présent sous forme d'ammoniac, le carbone sous celle du méthane.  
    Comment expliquer de telles différences ? Pourquoi l'atome de carbone forme-t-il du méthane, plutôt que du monoxyde de carbone ou du gaz carbonique ? Pourquoi celui d'azote se combine-t-il en ammoniac plutôt qu'en azote moléculaire ?  
    Les lois de l'équilibre thermochimique nous donnent des éléments de réponse. Elles prédisent que les abondances des différentes molécules formées à partir de C, N, H et O obéissent aux deux réactions d'équilibre suivantes :  
    CH4 + H20 < = > CO + 3H7  
    2NH3 < = > N2 + 3H2  
    Ces réactions se déplacent du côté gauche lorsque la température baisse, et du côté droit lorsqu'elle monte. Dans l'atmosphère plutôt froide des planètes géantes, le méthane et l'ammoniac doivent donc, à l'équilibre, être les constituants prédominants. La quantité d'hydrogène présente au départ est néanmoins telle que leurs proportions restent faibles (ce que confirment les mesures spectroscopiques).  
    Plus près du Soleil, au voisinage des planètes telluriques, ce sont en revanche le monoxyde de carbone et l'azote moléculaire qui doivent être les plus abondants. L'hydrogène formé lors de ces réactions s'échapperait de leurs atmosphères, la gravité étant insuffisante pour le piéger. De son côté, d'après les modèles thermochimiques, le monoxyde de carbone, réagissant avec l'eau, donnerait du gaz carbonique.  
    Ces réactions expliquent partiellement la composition chimique des deux classes de planètes. La réalité s'avère cependant plus complexe. En effet, pourquoi a-t-on détecté du monoxyde de carbone dans les comètes, plutôt que du méthane, alors que celles-ci ont été formées à la périphérie du système solaire, donc dans un milieu plutôt froid ?  
    Un autre scénario a été invoqué pour expliquer ce paradoxe. Si la nébuleuse primitive s'est refroidie rapidement, la baisse de température a pu prendre de vitesse les réactions thermochimiques. Dans ce cas, les molécules formées à haute température - monoxyde de carbone et azote - auront été piégées, même dans les environnements des planètes géantes. Ce n'est qu'au sein de celles-ci que l'équilibre thermochimique aura pu être respecté, avec une formation majoritaire de méthane et d'ammoniac.  
    Reste à expliquer pourquoi Titan, Triton et Pluton présentent une atmosphère intermédiaire d'azote et de méthane. Nous connaissons peu Triton et Pluton. Concernant Titan, ce satellite formé dans la nébuleuse saturnienne, nous pensons que l'azote devait se trouver au départ sous forme d'ammoniac. Il se serait par la suite transformé en azote moléculaire.  
    En dehors des composés mentionnés ci-dessus, on a détecté dans les atmosphères planétaires de nombreuses autres espèces chimiques mineures.  
    Dans le cas des planètes géantes, il s'agit en particulier d'hydrocarbures résultant de la photodissociation du méthane par le rayonnement ultraviolet du Soleil (C2H2, C2H6, etc.) mais aussi d'autres molécules hydrogénées (PH3, GeH4, AsH3, etc.).  
    Pour les planètes telluriques, il s'agit de produits oxygénés ou soufrés : oxygène (O2 et O3 sur Mars, SO2 et H2S sur Vénus).  
    Les molécules incluant des isotopes, ceux de l'hydrogène notamment, sont également présentes : hydrogène deutéré (HD) et méthane deutéré (CH3O) sur les planètes géantes, ou bien eau lourde (HDO) sur Mars et Vénus.  
    L'étude des abondances relatives de tous ces constituants chimiques et de leurs variations spatiotemporelles nous apporte de précieuses informations : elle nous renseigne sur la photochimie et la circulation générale de ces atmosphères. Par ailleurs, l'analyse des quantités en divers éléments est riche d'enseignements sur le passé des planètes, sur leur processus de formation et d'évolution. Dans le cas des planètes géantes, elle permet même de retracer les conditions physico-chimiques de la fameuse nébuleuse primitive : les rapports d'abondances les plus intéressants, de ce point de vue, sont ceux du deutérium et de l'hydrogène (D/H), et de l'hydrogène et de l'hélium (H/He).  
    En l'absence de réactions chimiques et nucléaires au sein des planètes géantes, ce dernier rapport permet d'évaluer l'abondance de l'hélium primordial. Si l'on en croit les estimations récentes, déduites des mesures effectuées par les sondes Voyager, sur Saturne, celle-ci aurait été bien plus forte qu'elle ne l'est aujourd'hui. Un processus d'appauvrissement des couches externes en hélium gazeux serait à l'ouvre sur cette planète, et peut-être dans une moindre mesure sur Jupiter. Il serait d à la présence, dans les profondeurs de la planète, d'une forme métallique de l'hydrogène dans lequel, d'après les équations d'état à haute pression, l'hélium est moins soluble. Cet élément précipiterait donc vers le centre, se raréfiant dans les couches extérieures.  
    Dans le cas d'Uranus et de Neptune, un tel mécanisme semble interdit : leur pression interne étant moins élevée que dans Saturne et Jupiter, l'hydrogène métallique doit en être absent. Leur abondance en hélium peut donc refléter celle de la nébuleuse primitive. La fraction d'hélium mesurée (28% pour Uranus) y est proche de la valeur protosolaire généralement admise.  
    L'abondance du deutérium (D) dans la nébuleuse solaire primitive est également un paramètre d'une grande importance cosmologique. Le deutérium, en effet, est continuellement détruit dans les étoiles. Les planètes géantes viennent alors à notre secours. Puisqu'elles retiennent les éléments légers, elles devraient avoir conservé aussi bien l'hydrogène que le deutérium présents à l'origine.  
    De fait, le rapport D/H ne serait pas représentatif de la valeur primitive pour Uranus et Neptune. Pour ces deux planètes, le deutérium présent dans les glaces des noyaux a très vraisemblablement été enrichi par des réactions ions-molécules telles qu'on les observe dans le milieu interstellaire. Le rapport D/H y est plus élevé que sur Jupiter et Saturne. Dans ces deux derniers cas, les résultats obtenus par des mesures spectroscopiques pourraient nous renseigner sur la valeur primitive de D/H. Malheureusement, ils restent incertains.  
    D'autres rapports d'abondance s'avèrent particulièrement intéressants pour l'étude des planètes géantes : C/H et N/H nous renseignent ainsi sur leurs mécanismes de formation.  
    Ces planètes, en effet, sont généralement constituées à partir d'un noyau contenant une grande part de glaces (méthane, ammoniac …) dans lesquelles ces rapports sont bien plus élevés que dans la nébuleuse. Durant la phase d'accrétion de la nébuleuse environnante, leur noyau s'échauffe. Résultat : leurs glaces s'évaporent, enrichissant leur atmosphère extérieure en carbone, azote et autres éléments. Les rapports C/H et N/H doivent donc, selon ce modèle, avoir des valeurs supérieures à celles de la nébuleuse primitive, et ceci d'autant plus que le noyau est gros. C'est bien ce que l'on observe : le rapport C/H va de deux fois la valeur solaire, pour Jupiter, à environ 40 fois, pour Neptune.  
    Mentionnons un dernier exemple, relatif cette fois aux planètes telluriques. Le rapport D/H a été mesuré sur Mars et Vénus par spectroscopie à partir des molécules HDO et H2O. Comparé à celui obtenu sur Terre, il apparaît 120 fois plus élevé sur Vénus, et 6 fois plus sur Mars. Comment expliquer un tel écart ? Les planétologues y voient le signe d'une grande abondance d'eau dans l'histoire passée de ces deux planètes. Cette masse d'eau se serait peu à peu échappée, les molécules H20 quittant le champ de gravité de la planète plus rapidement que H2O, du fait de leur masse légèrement plus faible. Cet effet différentiel, accumulé au cours de l'histoire, serait responsable de l'enrichissement actuel en deutérium.  
    On voit que les molécules des atmosphères planétaires peuvent nous apprendre beaucoup sur les processus physico-chimiques encore en cours. Elles nous renseignent aussi sur le passé de ces atmosphères, sur leur mode de formation, sur la nébuleuse primordiale et l'histoire du système solaire.  
    Jusqu'à présent, c'est principalement la spectroscopie à distance, depuis la Terre et les sondes spatiales, qui a permis l'identification des espèces moléculaires et la mesure de leurs abondances. Le satellite européen ISO (Infrared Space Observatory), lancé en novembre 1995, devrait apporter de nouveaux résultats.  
    Dans le cas de Mars et Vénus, des mesures directes ont été réalisées à partir de sondes spatiales. L'atmosphère et la surface de Mars feront à nouveau l'objet d'une campagne exploratoire dans les années qui viennent, avec le lancement prévu de la mission Mars 96, en novembre prochain. Elle sera suivie d'une mission américaine tous les deux ans.  
    Grâce à l'envoi de la sonde Galileo dans l'atmosphère de Jupiter, en décembre 1995, nous avons obtenu, pour la première fois, des mesures in situ dans une planète géante (les analyses sont en cours). D'autres observations spectroscopiques seront réalisées depuis ce même satellite en orbite autour de Jupiter.  
    Avec la sonde Huygens, de la mission Cassini, l'expérience se renouvellera en 2004 dans l'atmosphère de Titan, le plus gros satellite de Saturne. L'atmosphère de cette dernière sera, elle, étudiée par l'orbiteur de Cassini. On peut attendre de tous ces projets un développement considérable de notre compréhension des atmosphères planétaires, et, ainsi, de leur histoire et de leur évolution.  
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