Objectif eau

Olivier GRASSET, Professeur, directeur adjoint du LPGNantes (CNRS/Université de Nantes)

L’eau est le composant le plus abondant du Système solaire, avec les silicates et après l’hydrogène et l’hélium. Elle constitue près de la moitié du volume des noyaux des planètes géantes, de leurs lunes et des comètes. Elle est en revanche très rare dans le Système solaire interne, Terre et Mars comprises. La Terre fait pourtant figure d’exception avec ses océans de surface, une caractéristique qui résulte d’une conjonction de plusieurs facteurs pas encore tous bien cernés. Quant au peu d’eau gelée dans le sous-sol martien, il est au centre de nombreuses recherches internationales (cf. "Soeur d’eau" ci-contre). Les observations et les modèles de formation des corps du Système solaire rendent presque certaine la présence d’épaisses couches d’eau à l’intérieur des grandes lunes de Jupiter et de Saturne. Il est également vraisemblable que cette eau contienne du carbone et de l’azote, soit un « cocktail » propice à une chimie prébiotique (cf. "Pistes de vie" ci-dessous). Il reste à savoir si cette eau est entièrement gelée, ainsi que les températures extrêmement basses régnant presque partout dans le système externe (à partir de l’orbite de Jupiter) peuvent le laissent supposer.

Depuis plus de 10 ans, notre laboratoire développe un appareillage qui reproduit les conditions de très haute pression et de basse température existant à l’intérieur des lunes glacées. Ce dispositif a permis de montrer que la présence d’ammoniac (NH3) dans l’eau profonde, rendue très probable par la détection de NH3 dans les glaces de comètes, implique que cette couche d’eau soit liquide sur plusieurs centaines de kilomètres d’épaisseur ! Cela peut laisser rêveur, en comparaison des 4 kilomètres de profondeur moyenne des océans terrestres.

En travaillant conjointement sur l’analyse des données des sondes spatiales, la modélisation de la dynamique des intérieurs planétaires et la reproduction en laboratoire des matériaux susceptibles d’exister dans les grandes lunes glacées, nous avons largement contribué à la caractérisation de ces océans extraterrestres, qui motivent en bonne partie les programmes actuels d’exploration du système externe.

Europe, lune glacée de Jupiter : À gauche, un modèle de la structure interne d’Europe indique la présence d’un océan d’eau sous quelques kilomètres de glace et de silicates. L’analyse de l’image prise par la sonde Galileo, à droite, suggère que la surface, comparable à la banquise terrestre, repose en effet sur une couche fluide. Les conditions physicochimiques régnant dans cette couche sont sans doute analogues à celles des dorsales médio-océaniques terrestres où les organismes vivants pullulent. © Calvin J. Hamilton ; Nasa / JPL

Des lacs en lobes

Olivier BOURGEOIS, Stéphane LE MOUéLIC et Gabriel TOBIE, respectivement Maître de conférences, ingénieur de recherches CNRS et chargé de recherche CNRS au LPGNantes (CNRS/Université de Nantes) et Cyril FLEURANT, Maître de conférences à Agrocampus Ouest (INHP-Angers)

Titan, le plus gros des satellites de Saturne, est composé d’un noyau rocheux et d’un manteau de glace de près de 800 kilomètres d’épaisseur. Sa surface glacée nous est longtemps restée inconnue car elle est masquée par une atmosphère épaisse et opaque, composée principalement de diazote (comme celle de la Terre) et d’hydrocarbures gazeux.

Depuis fin 2004, le radar et la caméra infrarouge de la sonde spatiale Cassini nous révèlent des paysages surprenants par leurs similitudes avec ceux de certaines régions terrestres : des champs de dunes de plusieurs centaines de kilomètres de long, comparables à ceux du désert du Namib ou du Kalahari, en Afrique australe ; des lits de rivières à sec semblables aux oueds du Sahara... On y voit également de nombreux lacs à fond plat, à bords verticaux, à contours circulaires ou lobés, parsemant comme autant de nids-de-poule les vastes plaines de glace de l’hémisphère Nord. Certains d’entre eux semblent être remplis d’hydrocarbures liquides ; d’autres sont apparemment vides.

Afin de connaître le mode de formation de ces lacs étranges, nous nous sommes intéressés aux lacs terrestres qui leur ressemblent. En Namibie, par exemple, la combinaison de l’analyse d’images prises par satellite en différentes saisons, d’observations géologiques sur place et de simulations de l’évolution des paysages sur ordinateur nous a permis de comprendre leur formation. Cette dernière est régie par l’alternance, sous climat aride, d’une saison des pluies ponctuée d’orages violents et d’une saison sèche marquée par une évaporation intense. L’eau des pluies accumulée à la surface et dans le sol creuse des dépressions en dissolvant les roches calcaires, y stagne quelques semaines, puis s’évapore en déposant autour des dépressions le calcaire auparavant dissous.

Il s’avère que ce type de mécanisme est très compatible avec le cycle climatique auquel on s’attend sur Titan : de violents orages d’hydrocarbures liquides pourraient y provoquer localement la dissolution de la glace, constituant principal du sol, puis ces hydrocarbures s’évaporeraient en laissant à la surface les dépressions de formes si particulières que nous observons.

© Nasa / JPL-Caltech (Haut) © Esa / LPGNantes (bas) En haut, des lacs de Titan ; en bas, les lacs du bassin d’Etosha, en Namibie. La largeur de ces deux vues prises par radar est de 100 km environ.

DOSSIER
Cailloux et planètes

La surface, l'eau et la vie

Pistes de vie

François RAULIN, Professeur à l’Université Paris 12, responsable du groupe « Physicochimie organique spatiale » du Laboratoire interuniversitaire des systèmes atmosphériques (CNRS/universités Paris 7 et Paris 12), www.lisa.univ-paris12.fr/GPCOS
© www.ohazar.com

Très active en France depuis plusieurs décennies, soutenue notamment par le Cnes (Centre national d’études spatiales), l’exobiologie fédère les recherches visant à comprendre l’émergence de la vie sur Terre, connaître les possibilités de son développement ailleurs et en détecter l’éventuelle présence. Des études portent en particulier sur les conditions physicochimiques à (ou sous) la surface des planètes et sur l’évolution de molécules organiques simples, composées de carbone, d’hydrogène, d’azote et/ou d’oxygène, vers des macromolécules complexes à l’origine des premiers micro-organismes.

En 1953, Stanley L. Miller publiait les résultats d’une expérience aujourd’hui célèbre : soumis à des conditions particulières et en présence d’eau liquide, un mélange gazeux (CH4, NH3, H2, CO2...), alors supposé proche de l’atmosphère terrestre primitive, produit notamment des acides aminés, molécules de base de la chimie du vivant. Par la suite, de nombreuses autres expériences ont conforté la théorie de l’évolution « prébiotique » selon laquelle la vie s’est développée à partir d’eau, de molécules organiques et d’un apport d’énergie, comme la chaleur de sources hydrothermales sousmarines. Leurs résultats indiquent que les précurseurs des micro-organismes devaient être constitués d’acide ribonucléique (ARN), a v a n t qu’apparaisse un monde « à ADN » (une molécule plus stable que l’ARN), avec un probable ancêtre commun aux formes actuelles de vie terrestre : Luca (Last Universal Common Ancestor).

De nombreux problèmes restent cependant à résoudre, notamment quant à la nature des précurseurs de l’ARN lui-même : s’agit-il de sucres à 6 carbones ? D’autres sucres plus simples ? De peptides ? On se demande aussi comment les ARN ont été polymérisés en longues chaînes moléculaires ; certains chimistes ont, par exemple, avancé l’idée d’un rôle clé joué par des argiles. Ces questions sont actuellement étudiées dans différents laboratoires, en particulier en Europe.

Ce scénario, ou certaines de ses étapes, a pu se produire ailleurs que sur Terre. Dans le Système solaire, de l’eau liquide et des matières carbonées sont présentes au moins sur Europe (satellite de Jupiter), sur Encelade (satellite de Saturne), et ont pu l’être sur Mars. Titan, une autre lune de Saturne, intéresse aussi beaucoup les exobiologistes : son atmosphère pourrait être très semblable à celle de la Terre primitive ; sa surface est riche en molécules carbonées et azotées, et la présence de lacs d’hydrocarbures (éthane, méthane) suscite des spéculations sur la possibilité qu’une forme de vie puisse se développer dans un solvant autre que l’eau. Peut-être l’observation de plus en plus fine des exoplanètes (cf. la brève "Des planètes par centaines") viendra-t-elle étayer cette hypothèse.

En complément...

• A la recherche de la vie extraterrestre, Raulin F., Le Pommier – CSI, Collection "Le Collège de la Cité", (octobre 2006).

• A l’écoute des planètes , Raulin-Cerceau F., Ellipses, 2006

• Pour les étudiants, les chercheurs et les enseignants : Les traces du vivant, Gargaud M., D. Despois, J.-P. Parisot et J. Reisse (Eds), Presses Universitaires de Bordeaux (2003)

• Seuls, Sciences et Avenir hors série N° 151, juillet-août 2007

• Les origines de la vie, Science & Vie hors série N°245, décembre 2008

Groupe exobiologie du Lisa

• Site de M. Babin « De l’origine de la vie à la vie extraterrestre »

Site de l’Agence Spatiale Européenne (ESA) : (Cassini-Huygens, Rosetta, Mars Express...)

• Sites de la Nasa en particulier, Cassini-Huygens

Missions martiennes « MER »

Des saisons pas très sages

O.N.d.S.

Dans les années 1990, Jacques Laskar(1) a développé une méthode de calcul de l’évolution des mouvements planétaires sur plusieurs millions et même plusieurs milliards d’années. Ces mouvements sont aussi bien la révolution orbitale d’une planète autour du Soleil que sa rotation diurne ou encore les variations de son obliquité, angle qui mesure l’inclinaison de l’axe de rotation par rapport au plan de l’orbite et qui détermine l’amplitude des saisons (si l’obliquité de la Terre, aujourd’hui proche de 23°, était voisine de 0°, il n’y aurait guère de saisons). Il a ainsi été montré que les orbites et les obliquités sont susceptibles de subir des variations amples et chaotiques (irrégulières, peu prévisibles) dues aux forces gravitationnelles que les planètes exercent les unes sur les autres dans leur « ballet » autour du Soleil. Dans ce cas, les variations de l’insolation(2) moyenne (et donc celles du climat) à une latitude donnée peuvent être incompatibles avec le développement ou le maintien de la vie.

Jacques Laskar et son équipe ont établi que les orbites des planètes du Système solaire sont globalement stables sur plusieurs milliards d’années, mais qu’il en va parfois différemment de leurs obliquités. En particulier, l’obliquité de Mars est actuellement sujette au chaos (cf. le graphe ci-dessous) et peut basculer entre 0 et 60° en quelques millions d’années seulement (un temps court d’un point de vue géologique), tandis que celle de la Terre est quasiment stable.

Le calcul astronomique des variations d’insolation intéresse l’étude des surfaces planétaires à plusieurs titres. Par exemple, il a permis d’étayer l’hypothèse d’une fonte de glaces sur Mars à des latitudes élevées pour expliquer des traces d’écoulement observées sur le sol (cf. l'article "Soeur d'eau" ci dessus). Il fournit en outre un moyen de dater certaines structures géologiques visibles mais inaccessibles à la datation isotopique (cf. "Un problème dur comme fer"). En effet, si certaines structures présentent des traces d’évolution (des dépôts en strates, par exemple) liées à des changements climatiques, le calcul des variations d’insolation apporte une échelle de temps au phénomène concerné.

(1) directeur de recherche CNRS à l’IMCCE, Institut de mécanique céleste et de calcul de éphémérides (CNRS/Observatoire de Paris) (2) quantité d’énergie reçue du Soleil par unité de surface

© IMCCE / J. Laskar et al.

Sœur d'eau

L’histoire de l’eau sur Mars et la connaissance
de son action sur le sol martien découlent
d’une approche résolument plurielle
par Nicolas MANGOLD, Stéphane LE MOUéLIC et Olivier BOURGEOIS, respectivement chargé de recherche CNRS, ingénieur de recherche CNRS et Maître de conférences au LPGNantes (CNRS/Université de Nantes)
Reconstitution en 3D d’une région ancienne de Mars observée par Mars Express. En bleu-vert (fausse couleur) apparaissent les zones riches en phyllosilicates (argiles) détectées par le spectromètre Omega. © LPGNantes/ IAS /Esa

Dès 1965, les clichés pris par la sonde Mariner 4 coupent court aux histoires de petits hommes verts que les mers et les canaux martiens décrits par des astronomes du XIXe siècle ont contribué à susciter : désertique et glaciale, la Planète rouge est hostile à la vie.

Ces images ont pourtant permis de cartographier d’anciens réseaux fluviaux identifiés par la forme dendritique de vallées, une morphologie similaire à celle des branches d’un arbre et des vallées du Sahara creusées par les rivières d’une époque plus humide. Grâce à la méthode de comptage des cratères (selon laquelle plus il y a de cratères, plus les terrains sont anciens), on sait que ces vallées sont présentes exclusivement dans des sols âgés de 3 à 4 milliards d’années (les autres sols ont été modifiés depuis par tectonique ou par volcanisme). Leur découverte a initié l’idée d’une planète jadis soumise à un climat plus chaud et plus humide, donc plus favorable à la vie, et l’image d’une « planète-soeur » de la Terre.

Une enquête tout-terrain
Avec d’éventuelles traces de vie, l’évolution de l’eau constitue un centre d’intérêt majeur des études de Mars : comment, en quelles quantités et pendant combien de temps l’eau liquide est apparue ; ce qu’elle est devenue ; comment elle a agi sur les sols... Les données de chaque nouvelle sonde apportent des confirmations, des précisions et de nouvelles questions.

Une première carte topographique globale de Mars a été réalisée en 1999 grâce aux millions de mesures effectuées par l’altimètrelaser de la sonde Mars Global Surveyor. Des centaines de ravines sûrement récentes (au sens géologique : moins d’un million d’années) ont été découvertes, tandis qu’on croyait l’eau liquide disparue de la surface depuis longtemps. Elles ont été interprétées tour à tour comme résultant d’écoulements souterrains, de fontes de neige ou d’écoulements de sable dépourvu d’eau liquide. Ce sont des modèles numériques du climat de Mars qui ont apporté l’explication la plus convaincante : en combinant un modèle de dynamique atmosphérique avec des calculs de variation d’insolation (cf. "Des saisons pas très sages" ci -dessus), il a été montré que le sol martien a pu être suffisamment chauffé, à certaines périodes récentes, pour que la glace fonde de manière épisodique. La présence de glace dans le sol avait déjà été mise en évidence, notamment au LPGNantes, grâce aux observations de structures dont les formes sont semblables à celles de certains sols terrestres comme le permafrost de Sibérie, puis confirmée par les analyses spectrales du rayonnement infrarouge du sol.

Ces fontes récentes n’invalident pas l’idée d’un climat actuel globalement froid. Par contre, certains modèles sèment le trouble quant à l’apparente nécessité d’un climat passé plus chaud : ils montrent que des écoulements de rivières sont possibles en milieu froid et qu’ils ont pu être provoqués par la chaleur dégagée lors de puissants impacts météoritiques. Le doute persiste donc sur l’histoire du climat martien ; il appelle des données complémentaires.

Mars au microscope
Arrivées respectivement en 2004 et en 2006, les sondes Mars Express et Mars Reconnaissance Orbiter sont équipées de caméras dites hyperspectrales. Ces dernières couvrent les longueurs d’ondes visibles et infrarouges ; elles permettent d’étudier finement les variations de couleur de la surface et d’identifier ainsi les minéraux (par exemple, la couleur rouge des roches est souvent liée à la présence de fer). Grâce à ces caméras, nous sommes en mesure de détecter des minéraux hydratés tels que les phyllosilicates (des silicates en feuillets). Ces minéraux proviennent de la forte altération des roches par l’eau en ce qui est communément nommé argiles, certains d’entre eux étant identiques à ceux que l’on trouve sur Terre. Ils sont situés en majeure partie dans les régions les plus anciennes de Mars.

En 2011, le robot mobile Mars Science Laboratory se posera sur Mars. Il analysera finement les roches à l’aide d’un laser et de microscopes et y cherchera des traces de carbone. Ses données, plus précises que les données d’observation en orbite, nous permettront de mieux caractériser le climat ancien et, qui sait, de trouver des traces de vie fossile. Les nombreuses analyses hyperspectrales actuellement menées auront permis de sélectionner les sites d’étude au sol les plus intéressants, à la différence des premiers sites « d’amarsissage » choisis presque au hasard. Pour les géologues, il sera peut-être temps, alors, de laisser la place aux exobiologistes...

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