Section 18 Terre et planètes telluriques : structure, histoire, modèles

1. Formation, évolution et fonctionnement des planètes

La communauté des Sciences de la Terre développe de nombreuses activités de recherches pour répondre aux questions fondamentales liées à la place unique de la Terre dans le système solaire : l'origine du système solaire et du système Terre-Lune, l'origine de la vie sur Terre, l'évolution du système solaire, le fonctionnement des planètes, etc. Les approches développées pour répondre à ces questions sont diverses et complémentaires : Analyses en laboratoire géochimiques (isotopique et élémentaire), minéralogiques et physiques des objets extra-terrestres (météorites, micrométéorites, etc.) et des roches terrestres ; études des surfaces et intérieurs planétaires par télédétection et analyses in situ ; modélisation numérique et expérimentale des processus contrôlant l'accrétion, la différenciation et l'évolution des planètes.

Plusieurs thématiques se trouvent donc à la marge des thèmes développés en section 17 et 19. Cette pluridisciplinarité se développe notamment par la participation à des missions spatiales (Mars Express, Cassini-Huygens, Genesis, Stardust, Curiosity, Grail, Swarm, etc.) où les compétences des géologues, au sens large, complètent celles des astrophysiciens en matière d'analyse de données spatiales et d'échantillons en laboratoire. Les objets étudiés sont les corps planétaires telluriques, incluant la Lune, et les échantillons analysables en laboratoire (météorites et micrométéorites collectées sur Terre, retour d'échantillons), mais des liens étroits existent avec les autres disciplines sur l'étude des satellites des planètes géantes (Titan, Europe, etc.), des planètes naines (Pluton), des astéroïdes (Vesta, etc.) et des comètes. Les collaborations entre disciplines ont été facilitées par l'action structurante du Projet National de Planétologie (PNP) de l'INSU.

1.1. Formation du système solaire

Les simulations numériques menées par les astrophysiciens sur la formation du système solaire nécessitent des validations observationnelles que seuls les calages chronologiques et les assemblages minéralogiques déduits des observations des météorites (plus particulièrement les chondrites) peuvent fournir. La communauté des géosciences françaises a joué un rôle très actif dans la mise en place de chronomètres radioactifs à courte période pour l'établissement d'une échelle chronologique de la formation du système solaire. L'analyse de certains isotopes radioactifs à courte période (Al26, Fe60,) dans des chondrites permet de remonter à des processus à l'œuvre dans la nébuleuse solaire, lors des premiers stades de condensation. Le processus déclencheur à l'origine du système solaire reste à préciser (explosion d'une supernova, vents d'étoiles massives). Des anomalies isotopiques en Cr54 ont permis d'identifier des particules pré-solaires.

L'analyse pétrologique des météorites permet aussi de remonter aux processus de différentiation, de métamorphisme, de choc et d'altération ayant affecté les planétésimaux, et potentiellement à divers endroits du système solaire. L'analyse des chondrites cherche à compléter les études sur la composition initiale de la Terre. Des résultats récents montrent que la Terre proviendrait de l'accrétion d'un mélange de trois types de chondrites pour expliquer les mesures isotopiques en oxygène, nickel, et chrome. La Terre s'est formée proche du système solaire dans une partie où les volatils n'ont pas pu se condenser avec les silicates. Or, l'apport respectif en volatils des comètes, des chondrites, des micrométéorites, et la chronologie des épisodes en question, est également une voie de recherche importante pour reconstituer l'histoire des volatils sur Terre.

Enfin, la recherche de météorites dans les zones froides (Antarctique) ou désertique (désert de l'Atacama) représente une source de découvertes importantes. Cependant, des systèmes actifs de recherche de météorites sont souhaitables pour analyser des météorites fraîchement tombées et non contaminées par l'environnement terrestre. Ainsi, une météorite carbonée unique a été récupérée en Californie (à Sutter's Mill) seulement deux jours après sa chute. La mise en place d'un réseau de détection dédié aux météorites est en cours en France (projet FRIPON/Vigie-Ciel).

1.2. Le premier milliard d'années

Le premier milliard d'années de la Terre est fondamental pour le développement du système Terre comme on le connaît aujourd'hui, mais aussi pour le développement de la vie et des conditions physiques et chimiques qui y ont mené. Cependant, la faible préservation des roches datant de cette période et la difficulté à établir les conditions initiales rendent ces questions d'autant plus complexes.

Une première approche consiste à déterminer les caractéristiques de l'océan magmatique qui aurait accompagné la période de différenciation de la Terre, ca 4,5 Gy. Cette théorie provient des études lunaires qui ont démontré que la croûte lunaire se serait cristallisée lors du refroidissement d'un océan magmatique. Des structures observées par méthodes géophysiques dans les profondeurs du manteau terrestre ont été interprétées comme étant des reliques de l'océan magmatique qui aurait plongé dans le manteau après sa cristallisation. L'analyse des variations chimiques liées à de telles hétérogénéités est en cours de même que les travaux sur sa structure. Des analyses de magma sous haute pression ont montré qu'un océan magmatique sur Terre pourrait avoir atteint 1 400 km d'épaisseur et s'être organisé en 2 strates distinctes.

Une approche pétro-géochimique consiste à rechercher la composition et l'âge des premières croûtes terrestres. L'étude des anciennes roches se fait notamment par l'identification de minéraux peu altérés (zircons) et l'utilisation de systèmes isotopiques particuliers. Ainsi, la composition en isotopes du Nd de roches basaltiques de l'ouest de l'Australie, datées de 3,5 Gy, a montré qu'elles ont été extraites d'une croûte vieille d'au moins 4,3 Gy. L'analyse isotopique de l'argon montre qu'une bonne moitié de la croûte continentale terrestre était déjà formée à 3,5 Gy. La modélisation numérique et les analyses des roches des premiers cratons cherchent à déterminer le rôle relatif d'une tectonique des plaques primitives et de tectoniques verticales comme la sagduction (plongée de la croûte dans le manteau).

La question de l'océan magmatique est également soulevée dans l'étude de la croûte martienne, mais la composition (à dominante basaltique) des régions de croûte ancienne (< 3,8 Gy) établies par l'instrument OMEGA de la sonde Mars Express se distinguent de leurs alter ego lunaires. Des travaux mêlant données chimiques orbitales (Mars Odyssey) et modèles thermodynamiques suggèrent un volcanisme ancien abondant expliquant cette composition, tandis que l'analyse d'une nouvelle météorite martienne (une brèche d'impact) témoigne de la présence d'une croûte à 4,4 Gy. Les données de l'instrument ChemCam sur le rover Curiosity témoignent de compositions crustales plus évoluées et plus diversifiées que les basaltes présents en abondance en surface ne le suggèrent ; questionnant la part relative des divers processus de formation de la croûte (océan magmatique, recyclage par les grands impacts, volcanisme, etc.) et de la composition initiale de la planète Mars. Des études sur l'évolution chimique du volcanisme de Mercure sont également en cours, et pourraient permettre de relier les compositions primordiales des différentes planètes telluriques.

L'origine de la vie est une question fondamentale qui associe également la Terre primitive et Mars. La communauté des Sciences de la Terre s'intéresse à cette question via l'étude des traces de vie ancienne dans les roches sédimentaires, l'identification des traces de vie par des marqueurs isotopiques et la détermination des conditions physico-chimiques qui auraient mené à la vie. Des analyses de la composition isotopique (15N/14N) de l'azote dans l'atmosphère archéenne, faite sur des bulles d'eau piégées dans des roches âgées de 3,5 milliards d'années, permettent de contraindre la pression partielle de CO2 atmosphérique de cette époque. Le rôle du volcanisme y est évalué, en particulier pour son impact atmosphérique, comme le montrent des données attestant d'intenses éruptions volcaniques épisodiques (entre 3 et 3,5 Gy) qui sont traduites par des panaches volcaniques et de grandes quantités de sulfates. Le volcanisme est aussi considéré comme un médiateur important pour l'origine de la vie, à l'image des « fumeurs noirs » observés dans le fond des océans actuels. Ainsi, l'étude de roches âgées de 3,8 Gy au Groenland a montré la présence de volcans de boue ayant contenu la plupart des éléments chimiques propices à la vie. La recherche des milieux géologiques les plus propices à la formation de la vie est fondamentale pour pouvoir contraindre les conditions physico-chimiques ayant mené aux briques de vie élémentaires.

Sur Mars, la recherche de briques de vie élémentaires se fait à travers l'étude des anciens sédiments. L'eau liquide a joué un rôle bien plus important dans le passé ancien (avant 3,5 Gy) que plus récemment, mais le climat martien ancien reste peu contraint. Les anciens sédiments sont identifiables par télédétection, grâce à l'identification d'anciens lits de rivières et de deltas, dans lesquels l'altération aqueuse est attestée par la détection de minéraux argileux. Un exemple a été localement étudié au cratère de Gale par le rover Curiosity qui a établi la présence d'un ancien lac dont les sédiments contiennent les éléments chimiques fondamentaux pour la vie. L'arrêt de la dynamo martienne, il y a environ 4 Gy, et ses conséquences sur l'atmosphère, représentent également une voie de recherche importante pour la compréhension de l'évolution de Mars primitif.

1.3. Évolution comparée des corps planétaires

L'évolution des surfaces et des intérieurs planétaires se caractérise par des processus qui permettent de mieux replacer la Terre dans le contexte du système solaire. Des découvertes inattendues ont relancé l'intérêt pour comprendre la distribution de l'eau dans le système solaire interne. La Lune, avérée sèche depuis les missions Apollo, recèle en réalité des minéraux hydratés, et des données sur les cratères polaires suggèrent la présence de glace d'eau localement, de même que sur les pôles de Mercure. Ces observations questionnent notamment le rôle de l'arrivée tardive de volatils dans le système Terre-Lune.

Sur la planète Mars, la présence de glace d'eau est attestée par des calottes polaires, des glaciers de moyenne latitude et de multiples arguments en faveur d'un permafrost riche en glace (spectrométrie à neutron, morphologies périglaciaires, radar sondeur). L'observation des morphologies passées permet d'ajouter une composante temporelle à l'estimation actuelle du stock d'eau. Cette estimation est importante vis-à-vis de sa dynamique atmosphérique actuelle et passée. Les analyses morphologiques, les analogies avec les morphologies (péri) glaciaires sur Terre et les modélisations expérimentales proposées par les géosciences enrichissent ce domaine d'étude. Les surfaces de petits corps (comètes et astéroïdes) commencent aussi à être analysées de près par les missions actuelles (Rosetta, Dawn). L'étude de ces corps, traditionnellement menée par les astrophysiciens, est également en train de s'ouvrir à la communauté des géosciences, à travers, par exemple, l'étude des caractéristiques des impacts météoritiques ou des matériaux granulaires sous faible gravité.

Un domaine d'étude transversal s'intéresse au couplage entre intérieurs, surfaces et atmosphères planétaires, par voie de modélisation numérique ou expérimentale (dégazages, etc.). Une collaboration fertile avec la communauté des atmosphères planétaires permet de couvrir les aspects climatiques de ces études. Un des objectifs affichés de ces modèles est de comprendre les tendances observées par les mesures isotopiques (D/H, 38Ar/36Ar, etc.) des instruments spatiaux et de reconstruire l'évolution atmosphérique passée, que ce soit pour Mars ou Venus.

L'étude des intérieurs planétaires se fait actuellement par modélisation numérique, en raison du manque de données in situ. Des lacunes devraient être comblées bientôt avec l'envoi de plusieurs instruments géophysiques sur Mars (mission Insight incluant un sismomètre) dans lequel la communauté française est très impliquée, ainsi que de nouveaux sismomètres lunaires (mission japonaise SELENE) faisant suites à ceux déposés par Apollo. L'enregistrement de séismes lunaires profonds observés par Apollo suggère qu'il existe potentiellement du magma à plusieurs centaines de km de profondeur. Or, des études récentes de minéralogie haute pression suggèrent que ce magma est trop dense pour atteindre la surface ce qui expliquerait l'absence d'activité volcanique depuis 2 Gy. Ainsi, la Lune continue d'être un champ de travail original pour la compréhension des processus dans le système solaire, et une clef de la compréhension du système Terre-Lune. Enfin, les analyses paléo-magnétiques des échantillons lunaires recueillis lors des missions Apollo montrent que la Lune semble avoir possédé son propre champ magnétique, il y a environ 4 Gy. Or, des études récentes montrent que l'interaction avec des impacts de météores serait à l'origine de la signature particulière de ce champ rémanent, voire à l'origine de perturbations de la dynamo elle-même. De manière générale, l'interaction entre les grands impacteurs et les champs magnétiques sont une source d'étude sur plusieurs corps planétaires, incluant Mars et certains satellites de glace, et rejoignent certains travaux menés sur la dynamo terrestre.