14.5 : Évolution planétaire

Objectifs d'apprentissage

À la fin de cette section, vous serez en mesure de :

• Décrire l'activité géologique au cours de l'évolution des planètes, en particulier sur les planètes terrestres
• Décrire les facteurs qui influent sur les différences d'altitude sur les planètes terrestres
• Expliquer comment les différences d'atmosphère sur Vénus, la Terre et Mars ont évolué à partir de points de départ similaires au début de l'histoire du système solaire

En attendant de nouvelles découvertes et une meilleure compréhension des autres systèmes planétaires, revenons sur les débuts de notre propre système solaire, après la dissipation de notre disque de poussière. L'ère des impacts géants s'est probablement limitée aux 100 premiers millions d'années de l'histoire du système solaire, pour se terminer il y a environ 4,4 milliards d'années. Peu de temps après, les planètes se sont refroidies et ont commencé à prendre leur aspect actuel. Jusqu'à il y a environ 4 milliards d'années, ils ont continué à acquérir des matières volatiles et leurs surfaces étaient fortement cratérisées par les débris restants qui les ont touchés. Cependant, à mesure que les influences extérieures diminuaient, toutes les planètes terrestres ainsi que les lunes des planètes extérieures ont commencé à suivre leur propre évolution. La nature de cette évolution dépendait de la composition, de la masse et de la distance de chaque objet par rapport au Soleil.

Activité géologique

Nous avons observé une grande variation du niveau d'activité géologique sur les planètes terrestres et les lunes glacées. Les sources internes de cette activité (par opposition à la destruction par le haut) ont besoin d'énergie, soit sous forme de chaleur primordiale provenant de la formation d'une planète, soit de la désintégration d'éléments radioactifs présents à l'intérieur de la planète. Plus la planète ou la lune est grande, plus elle a de chances de conserver sa chaleur interne et plus elle se refroidit lentement. C'est « l'effet pomme de terre au four » mentionné dans Other Worlds : An Introduction to the Solar System. Par conséquent, nous sommes plus susceptibles de voir des preuves d'une activité géologique continue à la surface de grands mondes (solides) (Figure\(\PageIndex{1}\)). La lune de Jupiter Io constitue une exception intéressante à cette règle ; nous avons vu qu'elle possède une source de chaleur inhabituelle en raison de la flexion gravitationnelle de son intérieur due à l'attraction des marées de Jupiter. L'Europe est probablement également chauffée par les marées joviennes. Saturne peut avoir un effet similaire sur sa lune Encelade.

Figure\(\PageIndex{1}\) les étapes de l'histoire géologique d'une planète terrestre. Sur cette image, le temps augmente vers le bas sur le côté gauche, où les étapes sont décrites. Chaque planète est représentée à peu près dans sa phase actuelle. Plus la planète est petite, plus elle passe rapidement par ces étapes.

La Lune, le plus petit des mondes terrestres, était active en interne jusqu'à il y a environ 3,3 milliards d'années, date à laquelle son principal volcanisme a cessé. Depuis lors, son manteau s'est refroidi et est devenu solide, et aujourd'hui même l'activité sismique interne est tombée à presque zéro. La Lune est un monde géologiquement mort. Bien que nous en sachions beaucoup moins sur Mercure, il semble probable que cette planète ait également cessé la majeure partie de son activité volcanique à peu près au même moment que la Lune.

Mars représente un cas intermédiaire, et elle a été beaucoup plus active que la Lune. La croûte de l'hémisphère sud s'était formée il y a 4 milliards d'années, et les plaines volcaniques de l'hémisphère nord semblent être contemporaines de la maria lunaire. Cependant, le renflement de Tharsis s'est formé un peu plus tard et l'activité dans les grands volcans de Tharsis s'est apparemment poursuivie par intermittence jusqu'à l'époque actuelle.

La Terre et Vénus sont les planètes terrestres les plus grandes et les plus actives. Notre planète connaît une tectonique des plaques globale entraînée par la convection dans son manteau. En conséquence, notre surface est continuellement retravaillée et la plupart des matériaux de surface de la Terre ont moins de 200 millions d'années. Vénus a généralement des niveaux d'activité volcanique similaires, mais contrairement à la Terre, elle n'a pas connu de tectonique des plaques. La majeure partie de sa surface ne semble pas avoir plus de 500 millions d'années. Nous avons remarqué que la surface de notre planète sœur est modifiée par une sorte de « tectonique des gouttes », où de la matière chaude provenant du dessous se répand et éclate à travers la surface, menant à des couronnes, à des volcans à crêpes et à d'autres caractéristiques similaires. Une meilleure compréhension des différences géologiques entre Vénus et la Terre est une priorité absolue pour les géologues planétaires.

L'évolution géologique des lunes glacées et de Pluton a été quelque peu différente de celle des planètes terrestres. Les sources d'énergie marémotrice sont actives et les matériaux avec lesquels la nature doit travailler ne sont pas les mêmes. Sur ces mondes extérieurs, nous voyons des preuves d'un volcanisme à basse température, la lave silicatée des planètes intérieures étant complétée par des composés soufrés sur Io, et remplacée par de l'eau et d'autres glaces sur Pluton et d'autres lunes de la planète extérieure.

Différences d'altitude

Examinons quelques exemples spécifiques de la façon dont les planètes diffèrent. Les montagnes des planètes terrestres doivent leur origine à différents processus. Sur la Lune et sur Mercure, les principales montagnes sont des éjects projetés par les grands impacts qui ont formé des bassins il y a des milliards d'années. La plupart des grandes montagnes de Mars sont des volcans, produits par des éruptions répétées de lave provenant des mêmes évents. Il existe des volcans similaires (mais plus petits) sur Terre et sur Vénus. Cependant, les plus hautes montagnes de la Terre et de Vénus sont le résultat de la compression et du soulèvement de la surface. Sur Terre, cette compression crustale résulte de la collision d'une plaque continentale avec une autre.

Il est intéressant de comparer les hauteurs maximales des volcans sur Terre, Vénus et Mars (Figure\(\PageIndex{2}\)). Sur Vénus et sur Terre, les différences d'altitude maximales entre ces montagnes et leurs environs sont d'environ 10 kilomètres. Olympus Mons, en revanche, s'élève à plus de 20 kilomètres au-dessus de ses environs et à près de 30 kilomètres au-dessus des zones les plus basses de Mars.

Figure les\(\PageIndex{2}\) plus hautes montagnes de Mars, de Vénus et de la Terre. Les montagnes peuvent s'élever plus haut sur Mars parce que la gravité de surface de Mars est moindre et qu'aucune plaque ne se déplace. L'échelle verticale est exagérée d'un facteur trois pour faciliter la comparaison. L'étiquette « niveau de la mer » ne fait référence qu'à la Terre, bien entendu, puisque les deux autres planètes n'ont pas d'océan. Mauna Loa et Mt. L'Everest est sur Terre, Olympus Mons est sur Mars et les montagnes Maxwell sont sur Vénus.

L'une des raisons pour lesquelles Olympus Mons (Figure\(\PageIndex{3}\)) est tellement plus haut que ses homologues terrestres est que les plaques crustales de la Terre ne cessent jamais de se déplacer assez longtemps pour permettre la croissance d'un très gros volcan. Au lieu de cela, la plaque mobile crée une longue rangée de volcans, comme les îles hawaïennes. Sur Mars (et peut-être sur Vénus), la croûte reste stationnaire par rapport au point chaud sous-jacent, de sorte qu'un seul volcan peut continuer à croître pendant des centaines de millions d'années.

Figurine\(\PageIndex{3}\) Olympus Mons. Le plus grand volcan martien est vu d'en haut sur cette spectaculaire image composite créée à partir de nombreuses photographies d'orbiteurs vikings. Le volcan mesure près de 500 kilomètres de large à sa base et plus de 20 kilomètres de haut. (Sa hauteur est presque trois fois supérieure à celle de la plus haute montagne de la planète.)

Une deuxième différence concerne l'intensité de la gravité sur les trois planètes. La gravité de surface de Vénus est presque la même que celle de la Terre, mais sur Mars, elle n'est qu'environ un tiers plus importante. Pour qu'une montagne puisse survivre, sa résistance interne doit être suffisante pour supporter son poids contre la force de gravité. Les roches volcaniques ont des forces connues, et nous pouvons calculer que sur Terre, 10 kilomètres, c'est à peu près la limite. Par exemple, lorsque de la nouvelle lave est ajoutée au sommet du Mauna Loa à Hawaï, la montagne s'effondre sous son propre poids. La même limite de hauteur s'applique à Vénus, où la force de gravité est la même que celle de la Terre. Sur Mars, cependant, sa gravité de surface étant moindre, des différences d'altitude bien plus importantes peuvent être supportées, ce qui explique pourquoi Olympus Mons est plus de deux fois plus haut que les plus hautes montagnes de Vénus ou de la Terre.

D'ailleurs, le même type de calcul qui détermine la hauteur limite d'une montagne peut être utilisé pour déterminer le plus grand corps pouvant avoir une forme irrégulière. La gravité, si elle le peut, entraîne tous les objets dans la forme la plus « efficace » (où tous les points extérieurs sont également éloignés du centre). Toutes les planètes et les plus grandes lunes sont presque sphériques, en raison de la force de leur propre gravité qui les attire dans une sphère. Mais plus l'objet est petit, plus l'écart par rapport à la forme sphérique que la force de ses roches peut supporter est important. Pour les corps de silicate, le diamètre limite est d'environ 400 kilomètres ; les objets plus grands seront toujours approximativement sphériques, tandis que les plus petits peuvent avoir presque n'importe quelle forme (comme nous le voyons sur des photographies d'astéroïdes, comme la Figure\(\PageIndex{4}\)).

Figure : astéroïde\(\PageIndex{4}\) irrégulier. Les petits objets tels que l'astéroïde Ida (représenté ici sur de multiples vues prises par la caméra spatiale Galileo lors de son survol) sont généralement irréguliers ou allongés ; leur gravité n'est pas assez forte pour leur donner une forme sphérique. Ida mesure environ 60 kilomètres de long dans sa plus grande dimension.

Atmosphères

Les atmosphères des planètes ont été formées par la combinaison de gaz s'échappant de leur intérieur et de l'impact de débris riches en matières volatiles provenant du système solaire externe. Chacune des planètes terrestres devait à l'origine avoir une atmosphère similaire, mais Mercure était trop petite et trop chaude pour retenir son gaz. La Lune n'a probablement jamais eu d'atmosphère puisque les matériaux qui la composent étaient appauvris en matières volatiles.

Le gaz volatil prédominant sur les planètes terrestres est maintenant le dioxyde de carbone (\(\ce{CO2}\)), mais au départ, il y avait probablement aussi des gaz contenant de l'hydrogène. Dans cet environnement plus chimiquement réduit (dominé par l'hydrogène), il aurait dû y avoir de grandes quantités de monoxyde de carbone (\(\ce{CO}\)) et des traces d'ammoniac (\(\ce{NH3}\)) et de méthane (\(\ce{CH4}\)). La lumière ultraviolette émise par le soleil sépare toutefois les molécules de gaz réducteurs présentes dans le système solaire interne. La plupart des atomes d'hydrogène légers se sont échappés, laissant derrière eux les atmosphères oxydées (dominées par l'oxygène) que nous voyons aujourd'hui sur Terre, Vénus et Mars.

Le destin de l'eau était différent sur chacune de ces trois planètes, en fonction de sa taille et de sa distance par rapport au Soleil. Au début de son histoire, Mars avait apparemment une atmosphère épaisse avec de l'eau liquide abondante, mais elle n'a pas pu conserver ces conditions. Le\(\ce{CO2}\) nécessaire à un effet de serre important a été perdu, la température a chuté et, finalement, l'eau restante a gelé. Sur Vénus, le processus inverse s'est produit, avec un effet de serre incontrôlable entraînant une perte permanente d'eau. Seule la Terre a réussi à maintenir l'équilibre délicat qui permet à l'eau liquide de persister à sa surface.

L'eau ayant disparu, Vénus et Mars se sont retrouvées chacune dans une atmosphère d'environ 96 pour cent de dioxyde de carbone et de quelques pour cent d'azote. Sur Terre, la présence d'eau, puis de vie, a créé une atmosphère très différente. \(\ce{CO2}\)Il a été retiré et déposé dans les sédiments marins. La prolifération des formes de vie capables de photosynthétiser a fini par libérer plus d'oxygène que ce que les réactions chimiques naturelles peuvent éliminer de l'atmosphère. En conséquence, grâce à la vie à sa surface, la Terre est confrontée à une grave carence en azote\(\ce{CO2}\), le gaz le plus abondant, et la seule atmosphère planétaire contenant de l'oxygène libre.

Dans le système solaire externe, Titan est la seule lune à avoir une atmosphère importante. Cet objet doit contenir suffisamment de substances volatiles, telles que l'ammoniac, le méthane et l'azote, pour former une atmosphère. Ainsi, aujourd'hui, l'atmosphère de Titan est principalement composée d'azote. Comparées à celles des planètes intérieures, les températures sur Titan sont trop basses pour que du dioxyde de carbone ou de l'eau soient sous forme de vapeur. Avec ces deux substances volatiles courantes, solides congelés, il n'est peut-être pas surprenant que l'azote soit devenu le principal constituant atmosphérique.

Nous voyons que la nature, en commençant par un ensemble de constituants chimiques, peut créer un large éventail d'atmosphères finales adaptées aux conditions et à l'histoire de chaque monde. L'atmosphère que nous avons sur Terre est le résultat de plusieurs siècles d'évolution et d'adaptation. Et, comme nous l'avons vu, elle peut être modifiée par les actions des formes de vie qui peuplent la planète.

L'une des motivations de l'exploration de notre système planétaire est la recherche de la vie, en commençant par l'étude des environnements potentiellement habitables. Mercure, Vénus et la Lune ne conviennent pas, pas plus que la plupart des lunes du système solaire externe. Les planètes géantes, qui n'ont pas de surface solide, échouent également au test d'habitabilité.

Jusqu'à présent, la recherche de milieux habitables s'est concentrée sur la présence d'eau liquide. La Terre et Europe possèdent toutes deux de grands océans, bien que l'océan d'Europe soit recouvert d'une épaisse croûte de glace. Mars a une longue histoire d'eau liquide à sa surface, bien que la surface soit aujourd'hui principalement sèche et froide. Cependant, il existe des preuves solides de la présence d'eau souterraine sur Mars et, encore aujourd'hui, l'eau s'écoule brièvement à la surface dans de bonnes conditions. Encelade possède peut-être l'eau liquide la plus accessible, qui est projetée dans l'espace au moyen des geysers observés avec notre vaisseau spatial Cassini. Titan est à bien des égards le monde le plus intéressant que nous ayons exploré. Il fait beaucoup trop froid pour l'eau liquide, mais avec son atmosphère épaisse et ses lacs d'hydrocarbures, c'est peut-être le meilleur endroit pour rechercher « la vie telle que nous ne la connaissons pas ».

Nous arrivons maintenant à la fin de notre étude du système planétaire. Bien que nous ayons beaucoup appris sur les autres planètes au cours des dernières décennies d'exploration spatiale, beaucoup de choses restent inconnues. Les découvertes de ces dernières années sur l'activité géologique de Titan et d'Encelade étaient inattendues, tout comme l'a été la surface complexe de Pluton révélée par New Horizons. L'étude des systèmes exoplanétaires ouvre une nouvelle perspective et nous apprend qu'il existe entre les systèmes planétaires beaucoup plus de variété que ce que les scientifiques imaginaient il y a quelques décennies. L'exploration du système solaire est l'une des plus grandes aventures humaines et, à bien des égards, elle ne fait que commencer.

Concepts clés et résumé

Après leurs débuts communs, chacune des planètes a évolué selon sa propre voie. Différents résultats possibles sont illustrés par la comparaison des planètes terrestres (Terre, Vénus, Mars, Mercure et Lune). Ce sont tous des objets rocheux et différenciés. Le niveau d'activité géologique est proportionnel à la masse : maximum pour la Terre et Vénus, moindre pour Mars et absent pour la Lune et Mercure. Cependant, les marées provenant d'un autre monde voisin peuvent également générer de la chaleur pour stimuler l'activité géologique, comme le montrent Io, Europa et Encelade. Pluton est également actif, à la surprise des planétologues. À la surface des mondes solides, les montagnes peuvent être le résultat d'impacts, du volcanisme ou du soulèvement. Quelle que soit leur origine, les hautes montagnes peuvent être soutenues par des planètes plus petites dont la gravité de surface est moindre. Les atmosphères des planètes terrestres peuvent avoir acquis des matières volatiles à la suite de l'impact de comètes. La Lune et Mercure ont perdu leur atmosphère ; la plupart des substances volatiles de Mars sont gelées en raison de sa plus grande distance par rapport au Soleil et de l'amincissement de son atmosphère ; et Vénus est\(\ce{CO2}\) restée mais perdue\(\ce{H2O}\) lorsqu'elle a développé un effet de serre massif. Seule la Terre a encore de l'eau liquide à sa surface et peut donc soutenir la vie.