HISTOIRE D'EAU ET DE POUSSIÈRE
L'eau, du big-bang à votre verre

I - La suite du Big-Bang

Tout le monde connait le tableau périodique des éléments qui présente la centaine d’espèces d’atomes que l’on peut trouver dans la Nature, moins connu est celui de M. Benjamin McCall, professeur à l’Université de l’Illinois, qui le simplifie outrageusement, à l’usage des astronomes : un univers peuplé uniquement de 75% d’hydrogène et 25% d’hélium.

Mais, si on regarde d’un peu plus près, on voit qu’il y a aussi, en très petite quantité, quelques autres éléments tel que C, N ou O (Carbone, azote, oxygène) qui jouent un rôle très important dans le mécanisme qui, au cœur des étoiles, produit l’énergie qu’elles rayonnent tout en synthétisant les noyaux d’éléments plus lourds, que l’on voit dans la partie agrandie du bas du tableau.

Hydrogène et oxygène : tout ce qu’il faut pour faire de l’eau H₂O. L’eau est apparue très tôt dans l’histoire de l’Univers : le quasar APM 08279+5255 est observé en rayons X et son spectre montre qu’il contient déjà une grande quantité d'eau, seulement 1,7 milliard d’années après le Big-Bang. (voir effet de lentille gravitationnelle : simple, ou plus compliqué )

II - Où se forment les molécules d’eau ?

Dans les étoiles ? Sûrement pas ! La température est bien trop élevée, et les molécules d’H₂O seraient immédiatement détruites.
Reste le milieu interstellaire, ou MIS, c'est-à-dire tout l’espace entre les étoiles. Il est très inhomogène : 10 à 100 atomes par cm³ en général, 10⁴ à 10⁵ dans certaines régions denses qui vont beaucoup nous intéresser. Notez que dans l’air que nous respirons il y en a typiquement 10¹⁴ fois plus, et que les vides les plus poussés que l'on sache atteindre arrivent péniblement le niveau des régions les plus denses. Le terme courant de « vide intersidéral » n’est donc pas excessif.
L’espace interstellaire est cependant immense, et la masse totale de ce gaz est, dans une galaxie comme la notre, du même ordre de grandeur que celle des étoiles.
Sir James Hopwood JEANS(1877 -1946), un astronome anglais anobli, a montré que les régions denses du MIS, qui se forment par autogravitation, peuvent former des sortes de nuages qui présentent une certaine stabilité : si la densité, donc la gravité aussi, devient trop forte, le nuage se contracte, les atomes s'entrechquent plus souvent, il apparaît alors une pression interne qui contrebalance la gravité, et stabilise la situation. Ces nuages peuvent être très grands, typiquement 10 à 100 Années-lumière, et représentent des quantités de matière considérables, de l’ordre de 10⁴ à 10⁵ fois la masse du Soleil.
C'est dans ces régions denses, appelées « nuages moléculaires » (on devine déjà pourquoi !) que tout va se passer.

III - Peut-on fabriquer des molécules dans le gaz raréfié du MIS ?

Dans un gaz, on dit que l’on se trouve « en phase gazeuse », deux atomes qui s’entrechoquent peuvent réagir entre eux pour former une molécule. Dans l’air que nous respirons, une particule voyage en moyenne un dixième de millimètre entre deux chocs : c’est "le libre parcours moyen". Ces chocs, qui sont en fait la source de ce qu’on appelle la pression du gaz, sont donc extrêmement fréquents. Dans le MIS, même dans les nuages moléculaires les plus épais, le libre parcours moyen est bien plus long : des milliers de km, les chocs sont extrêmement rares, il devient impossible que deux atomes se rencontrent pour former une molécule. Il va falloir trouver autre chose que la phase gazeuse pour faire de l’eau, c’est là qu’intervienent …

IV - Les grains de poussière dans le MIS

Mélangés au gaz du MIS, on trouve des grains de poussière. Il y en a de toutes les tailles, mais ils font typiquement un millième de millimètre. Certains sont plutôt du genre charbon, ou suie, d’autres sont plutôt poussière de roche, ou silicates. Cette poussière représente moins de 1% de la masse de matière dans le MIS. Autrement dit un grain pour 10¹² atomes de gaz. Elle joue néanmoins un rôle essentiel en Astrophysique, dans deux processus :

• 

  La poussière est un agent rougissant : un photon qui tombe sur un grain peut être absorbé, ce qui chauffe le grain, ou dévié de sa trajectoire, on dit diffusé. Dans les deux cas, le flux de photons provenant d’une étoile sera affaibli. On dit qu’il y a une « extinction », mais celle-ci est plus forte dans le bleu (aux courtes longueurs d’ondes) que dans le rouge, pour devenir négligeable dans l’infrarouge et en radio. Il y a longtemps que l’on sait que quand on observe deux étoiles physiquement identiques, mais dont l’une est proche et l’autre lointaine, cette dernière apparaît non seulement plus faible, mais aussi plus rouge, à cause de la plus grande quantité de poussière du MIS que sa lumière a traversé. C’est le même phénomène qui est à l’origine d'un beau coucher de Soleil tout rouge.
• La poussière est un agent refroidissant : Tout corps à une certaine température T rayonne spontanément de la lumière. Dans le bleu pour un corps très chaud à 10000K, dans le jaune pour un corps vers 5000K comme le Soleil, dans le rouge sombre pour corps à 3000K, comme une vieille étoile super-géante, voire complètement dans l’infrarouge pour des corps encore plus froids.

V - Origine des grains

VI - Température des grains dans un nuage

La quantité de poussière contenue dans un nuage moléculaire est telle qu’il peut devenir complètement opaques. Les étoiles voisines l'éclairent, mais cette lumière est absorbée complètement dès la périphérie du nuage, conséquences :

• Les grains à l’intérieur du nuage ne sont pas chauffés, Il y a pire : même très froids, ces grains rayonnent spontanément dans l’infrarouge lointain, or ce rayonnement n’a aucune peine à sortir du nuage, puisque l’extinction des grains est nulle dans ce domaine.
• Les grains à l’intérieur du nuage se refroidissent spontanément, La température des grains dans les nuages va donc être extrêmement basse, typiquement 10 à 20K, et c’est grâce à ça qu’ils vont devenir la grande fabrique à molécules !

VII - Chimie à la surface des grains

D’une manière générale, les atomes d’un gaz ont tendance à se coller à la surface d’un corps solide, d’autant plus fermement, et plus en abondance, que cette surface est plus froide. Dans un nuage, les atomes du gaz vont donc avoir tendance à former une pellicule à la surface des grains très froids. Des atomes, qui n’avaient aucune chance de se rencontrer et d'interagir en phase gazeuse, vont ainsi avoir tout le temps nécessaire pour se côtoyer à la surface du grain et laisser agir des réactions chimiques spontanées, très lentes, certes, mais qui aboutissent à la synthèse de nombreuses molécules simples comme OH, H₂O, CO, CO₂, NH, CH etc.

On remarque tout de suite que, vu la température, toutes ces molécules vont se trouver à l’état solide, et vont donc recouvrir progressivement le grain d’une véritable couche de glace (glace d’eau, glace de neige carbonique, etc.) et la taille du grain va aller croissante. Toujours en phase solide, des réactions vont pouvoir s’amorcer entre ces molécules simples pour en former de plus complexes, c’est ainsi que peuvent se former des molécules comme l’alcool éthylique, des chaînes d’hydrocarbure, voire des acides aminés, dont on sait qu’ils sont les briques pour fabriquer les chaînes polypeptidiques et les protéines.

VIII - Sort des grains et molécules

Le lecteur pourra à juste titre se demander comment on a pu observer tout ça au cœur d’un nuage opaque et glacé ? La réponse est très simple : au sein d’un nuage moléculaire il y a toujours des mouvements internes, une certaine turbulence, quoi que très lente. De ce fait, il peut arriver que des grains parviennent à la périphérie du nuage, où ils sont alors rapidement chauffés par le fond de rayonnement des étoiles qui environnent le nuage, leur carapace de glace passe en phase gazeuse, et le même rayonnement excite ces molécules qui vont émettre dans les domaines radio et infrarouge des photons caractéristiques, on parle de "signatures spectrales, qui vont permettre de les identifier. Le plus souvent, et assez rapidement, surtout si les étoiles environnantes sont jeunes et bleues, les molécules à l’état gazeux sont assez vite détruites par les photons ultraviolets, et le grain réfractaire de départ retourne dans le MIS diffus d'où il était venu. Peut-être qu’un jour il se retrouvera dans un nouveau nuage moléculaire... Ou Peut-être pas!

IX - Sort des molécules lors de la formation d’étoiles avec leurs planètes

Différentes causes, comme l’explosion d’une super nova voisine évoquée dans cette animation, peuvent rompre l’équilibre du nuage moléculaire prévu par Jean. Il se trouve alors que le nuage, initialement stable, se fragmente en morceaux, qui, eux sont instables vis-à-vis de la gravitation, et finissent par s’effondrer sur eux même, on parle de "collapse gravitationnel".
(Cliquez ici pour animation au format mpg)
(Cliquez ici pour animation au format avi)

C’est ainsi que, en général, les étoiles se forment en groupe, on parle d’amas ouvert, qui se disperse progressivement. L’amas des Pléiades est bien connu, le Soleil quand il s’est formé il y a environ 4,5 milliards d’années, était membre d’un amas similaire, aujourd’hui complètement dispersé.

Tout le monde connaît l’histoire du patineur à glace qui fait la toupie, il amorce son mouvement de rotation en écartant au maximum bras et jambes, puis il tourne de plus en plus vite, automatiquement sans rien faire d’autre que de se rassembler sur lui-même. On appelle ça en mécanique la conservation du moment cinétique. Le même phénomène va se produire au cours de l’effondrement d'un nuage : ses dimensions diminuent considérablement, et il tourne de plus en plus vite. Alors que l’étoile concentre l’essentiel de la masse du fragment, il se forme autour d'elle un disque de matière qui prend en charge la quasi-totalité du moment cinétique.


Parenthèse pour les matheux : Conservation du moment cinétique

• V = vecteur vitesse d’une particule.
• r = vecteur distance du centre de gravité du nuage à la particule.
• m = masse d’une particule.
• m V⊗r = Moment cinétique d’une particule dans le nuage.
• Σ m V⊗r = Moment cinétique total d’un fragment qui se conserve dans l’effondrement.

L’animation suivante montre comment, progressivement, la matière qui est dans le disque s’agglutine pour former le système de planètes qui accompagne l’étoile.

Pendant toute la phase d’effondrement du nuage la matière tombe littéralement en chute libre dans l’étoile et sur le disque. Rapidement, l’étoile va être suffisamment chaude pour pouvoir démarrer les réactions thermonucléaires qui vont la rendre lumineuse, comme tout le monde, elle commence par le plus facile : consommer son deutérium, dont les noyaux arrivent à fusionner à une température bien moins élevée que celle qui est nécessaire pour amorcer la fusion de l’hydrogène. Ce processus donne à la jeune étoile une phase de sur-luminosité de courte durée. Pendant ce temps, la matière qui tombe dans le disque est arrêtée brutalement dans sa chute par un véritable mur, ce qui provoque son échauffement. Le disque est à une température bien plus basse que celle de l’étoile, mais suffisant pour qu’il rayonne dans l’infrarouge, ce qui va le refroidir assez rapidement. Les conditions varient beaucoup sur l’étendue du disque : la partie centrale, proche de l’étoile, est très chaude, mais les premiers grains forment un écran à la lumière de l’étoile qui protège ceux qui se trouvent plus loin de l’étoile, ainsi la température décroît très rapidement vers la périphérie. On voit bien alors comment les grains froids peuvent conserver leur carapace de glace acquise ans le nuage initial Ceci leur permet de s’agglomérer entre eux pour former des condensations de matière d’où se formeront progressivement les planètes du système.

X - Sort des grains et de leur carapace de glace de molécules

On se souvient de ce qui arrive aux grains qui s’approchent trop des bords du nuage moléculaire, de la même manière tout ceux qui arrivent dans le proche environnement de l’étoile sont détruits : les composants moléculaires de la carapace retournent à l’état atomique, de même que les matériaux réfractaires du grain quand la température dépasse la plage des 1000 à 1500K.

En dehors de cette zone centrale chaude, la matière tombée du nuage, grains et gaz, va avoir tendance à coaguler. Plus on ira vers l’extérieure du disque plus les corps formés contiendront de glace de molécules. C’est ainsi que s’est formé au-delà de Neptune une zone où l’on ne trouve plus que des corps essentiellement composés de cette glace : Pluton, les transneptuniens, le réservoir de noyaux de comètes de la ceinture de Kuiper etc.

En résumé, en partant du Soleil, on trouve d’abord des corps très minéraux, comme les planètes telluriques (Mercure, Vénus, Terre et Mars), et de moins en moins secs. Une fois dépassée la distance au Soleil où la température passe largement au dessous de 100K, aux environs de l'orbite de Jupiter, toutes les molécules sont restées à l’état solide, et elles sont soit prises dans de gros glaçons, soit agglomérées aux planètes géantes (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune) qui avaient une masse initiale suffisante pour capturer l’hydrogène et l’hélium résiduels du nuage.

Au passage, on n’oublie pas que l’essentiel de la masse du nuage se trouve dans l’étoile, alors qu’inversement ce qui a été conservé du moment cinétique initial du nuage se retrouve maintenant dans le système planétaire.

XI - L'eau liquide

Il y a aujourd’hui un consensus pour admettre que la présence d’eau à l’état liquide fait partie des conditions essentielles pour permettre l’apparition de la vie sur une planète solide. Comment se fait-il que seule la Terre jouisse de ce privilège parmi les planètes telluriques ? Deux raisons y contribuent :

• Une couche atmosphérique suffisamment épaisse.
• La bonne distance de l’étoile Soleil.

Le graphique ci-dessous, appelé « diagramme de l’eau » montre les plages de température et de pression dans les quelles l’eau se trouve à l’état solide, liquide ou gazeux.

• Aux basses pressions et à toutes les températures, l’eau a tendance à passer à l’état gazeux.
• Aux basses températures, et à toutes les pressions (pas trop basses) l’eau a tendance à rester à l’état solide.
• Entre les deux, à une température supérieure à 0°C, ou 273K, et pour des pressions supérieures à une limite qui va croissante avec la température, l’eau peut subsister à l’état liquide.

On remarque l’existence d’un point particulier, vers 273K et 0,01 atm, où les trois états peuvent coexister, mais ceci de façon très instable, on parle de "point triple".
A partir de ce diagramme on peut facilement expliquer la présence ou l’absence de l’eau dans les atmosphères des planètes telluriques :

• Le cas de Mars : La pression atmosphérique est en dessous de celle du point triple de l'eau, l’eau liquide ne peut pas subsister à l’état stable, du moins aujourd’hui. L’eau n’est présente qu’à l’état de traces, en phase gazeuse ou solide aux pôles. Ceci ne veut pas dire qu’il n’y a jamais eu d’eau sur Mars, en effet, la mission Mars Odissey qui fut une des premières véritables missions d’exploration de cette planète a montré indirectement la présence de quantités importantes d’eau gelée incluse dans les premiers mètres de profondeur du sol.
  Comment Mars Odissey détecte l’eau dans le sous sol ? Comme n’importe quelle planète, Mars est naturellement bombardée par des particules de grande énergie provenant de tout l'Univers : les rayons cosmiques. L’atmosphère de la Terre est assez épaisse pour nous en protéger un peu, sur Mars, l’atmosphère étant mince, ces particules pénètrent jusqu’à 2 ou 3 m de profondeur dans le sol. Quand elles entrent en collision avec un atome du sol, il y a en général émission d’une gerbe de neutrons rapides. Ces neutrons à leur tour vont entrer en collision avec d’autres atomes, éventuellement ils seront absorbés par un noyau, ou bien ils s’échapperont dans l’espace s’ils arrivent jusqu’à la surface. Qu’il soit à l’état atomique ou attaché dans une molécule d’eau, l’atome d’hydrogène a la propriété d’être un "ralentisseur de neutron" (c’est pour ça que l’on met les piles atomiques dans des piscines !). Mars Odissey en orbite autour de Mars, disposait d’un instrument qui comptait séparément les neutrons rapides et les neutrons lents qui s’échappaient de la surface vers l’espace. L’abondance de neutrons lents est un indicateur de la présence d’eau dans le proche sous sol. (http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2002/28may_marsice/).

  Histoire de l’astronaute martien qui ouvre sa bouteille d’eau minérale (supposée non gelée et non gazeuse !) Mise en présence de la pression atmosphérique martienne inférieure au point triple de l’eau, l’eau de la bouteille va chercher à passer rapidement en phase gazeuse. Exactement comme dans la casserole d’eau de chez nous sur la gazinière quand elle atteint 100 °C, l’eau va bouillir, mais ce n’est pas tout, le passage de l’état liquide à l’état gazeux absorbe beaucoup d’énergie, qui va être prélevée sur l’eau liquide, qui donc se refroidit rapidement : à 0°C, il faut 2500 J (environ 600 calories) pour faire passer un gramme d’eau liquide à l’état de vapeur. Le processus ira même jusqu’à faire passer l’eau qui est restée dans la bouteille à l’état solide, libérant ainsi encore 334 J (ou 80 calories) par gramme dans cette transition de phase. Après cette solidification, le processus s’arrêtera car la sublimation de la glace en vapeur est un phénomène très lent.

  Présence sporadique d’eau sur Mars aujourd’hui (À rédiger XXXXXXXXXXX : ce n’est pas de l’eau c’est de la saumure dont les propriétés physiques sont très différentes de celle de l’eau) (À rédiger XXXXXXXXXXX : Disparition de l’atmosphère de Mars (gravité trop faible, destruction des molécules d’eau par l’UV solaire).

• Le cas de Vénus.
  Avec Vénus, l’histoire est très différente : à 0,7 UA du Soleil, le flux solaire sur vénus est environ le double de celui sur Terre. La planète a donc dû toujours être un peu plus chaude que la Terre. Il semble que de ce fait la pluie n’y ait jamais existé, de même que les mers, les rivières et l’érosion qui vont avec. Le gaz carbonique présent dans l’atmosphère primitive de Vénus y est resté, alors que sur la planète Terre, presque jumelle de Vénus, une grande proportion de ce gaz a été fixée très tôt dans des sédiments. La vapeur d’eau et le gaz carbonique ont contribué à produire un puissant effet de serre dans l’atmosphère de Vénus qui de ce fait est restée très chaude et a maintenu l’impossibilité de la pluie. Dans ces conditions, en simplifiant, on peut dire que H₂0, de poids moléculaire 18g/mol, à « flotté » sur CO₂ de poids moléculaire 44 g/mol. Les molécules d’eau atteignant les hautes couches de l’atmosphère ont été progressivement détruites par le rayonnement UV du Soleil, l’hydrogène s’échappant facilement dans l’espace interplanétaire. En résultat, l’atmosphère très épaisse de Vénus est aujourd’hui complètement desséchée, essentiellement composée de CO₂, la pression au sol est environ 90 fois plus élevée que sur Terre, et la température de l’ordre de 740 K.

Le stock d’eau de la Terre
L’image de « la planète bleue » pourrait faire croire que la Terre dispose d’une énorme réserve d’eau. Il n’est en réalité pas si énorme comme le montre le simple raisonnement suivant. Les océanologues nous enseignent que l’on peut modéliser la Terre en première approximation comme une sphère de 6400 km de rayon, recouverte à 70% d’une couche d’eau de 3 km d’épaisseur. Quel pourcentage du volume de la planète représente cette étendue d’eau ? Au lieu de faire le calcul complet, on va raisonner ainsi : Le volume de la sphère V = a R³ , avec a = 4Π/3 Un petit accroissement dR de R donne un accroissement dV de V dV = 3aR²dR (on se souvient que la dérivée de x³ est 3x² , autrement dit, si y = x³, dy= 3x² dx !) D’où dV/V = 3dR/R = 3 (3(km)/6400(km)) = 0,0017 (Oups ! On ne met jamais les unités dans un calcul de Physique, je les ai mises quand même pour éclairer le calcul). Il faut encore multiplier par 0,7, pour tenir compte des 70%, on trouve V_eau = V_Terre/1000.




 

Sur cette infographie la boule Terre a bien 10 fois le diamètre de la boule eau des océans, il y en a une troisième plus à droite, bien plus petite, qui représente l’eau douce.

(Source de l'image : Sciencepost) (On excusera le français de l'article ...)



XI - Origine de l’eau sur Terre

C’est un sujet autour duquel le débat fait rage, et présente de larges oscillations. Quand la Terre s’est formée par coagulation de planetésimaux rocheux, au cours d’un vaste jeu de billard, l’énergie dissipée dans les collisions l’a maintenue à l’état de boule de lave en fusion. Avec le temps, les chocs se faisant plus rares, par épuisement des projectiles disponibles, elle s’est refroidie et sa croute s’est formée. Si une atmosphère de vapeur d’eau et de gaz carbonique épaisse existait déjà, la pluie, et donc la formation des mers, a pu commencer. On peut tout à fait penser que des collisions plus tardives ont alors pu faire évaporer complètement ces mers, et que cette séquence ait pu se répéter plusieurs fois. Il est très difficile aujourd’hui de connaitre en détail le processus de formation de la Terre. Il est aussi difficile de savoir si les molécules plus complexes issues des grains du nuage ont pu subsister à cette phase très chaude. Il est cependant certain que la Terre refroidie a continué d’être bombardée, decrescendo avec le temps, par des corps rocheux, on dira des astéroïdes, ou par des boules de glace, on dira des noyaux de comètes, tous contribuant à augmenter le stocke d’eau et de CO₂ dans l’atmosphère, enrichissant le tout en molécules complexes. Le débat est ouvert sur la contribution de chacun de ces corps, on verra dans le paragraphe (XXX à rédiger) qu’il ne semble pas près d’être tranché.




XII - Le futur de l’eau sur Terre

Il ne faut pas se le cacher : la Terre va se desséchant, mais que l’on se rassure, il y a le temps. Le graphique suivant indique les grandes tendances et les étapes clefs de cette évolution.




  
• L’axe horizontal du bas représente l’âge de la Terre depuis sa formation, avec une barre verticale rouge pour marquer l'époque actuelle.
• L’axe horizontal du haut, "constante solaire" qui est tout sauf constante, représente l’évolution dans le temps de la luminosité du Soleil, il est gradué dans une unité arbitraire, qui vaudrait 1 aujourd’hui. Le Soleil est une étoile naine de type GV5, dont l’évolution est parfaitement connue (on n’a pas pu observer de façon continue l'évolution d'UNE étoile particulière de type spectral GV5 pendant 10 milliards d’années, mais on en a observé des MILIIERS d'étoiles GV5, d’âges s’étalant sur 13 milliards d’années) et on sait que sa luminosité va croissante, très lentement avec le temps. La partie gauche de l’axe n’est pas détaillée.
• L’axe vertical de gauche représente la masse d’eau à la surface de la Terre M_surf , en la prenant égale à 1 aujourd’hui. la partie à gauche de la courbe, très pentue, est mal connue, mais elle évoque l’apport d’eau par les bombardements qui cessent complètement vers l’âge de 1 Ga (1 Ga = 1 milliard d'années). A partir de là, M_surf va décroître inexorablement, et ceci pour deux raisons principales : l’accroissement de la température du sol T, et la disparition de molécules d’eau dans la haute atmosphère.
• L’axe verticale de droite gradue la courbe marquée T représentative de la température du sol.

L'augmentation de la température du sol suit naturellement celle de la constante solaire. Ceci entraine une évaporation accrue de l’eau de surface, d’où la décroissance de M_surf , et une augmentation de l’effet de serre, qui, à son tour, fait monter T. C’est l’emballement du phénomène, qui se situe TRES APPROXIMATIVEMENT vers T = 50 °C dans 1 ou 2 Ga : le sol est desséché, T augmente brusquement, toute l’eau a passé en phase gazeuse dans l’atmosphère, ce qui augmente encore plus l'effet de serre, où elle sera progressivement perdue par évasion où destruction par l’UV solaire. On ne connaît pas de forme de vie qui puisse subsister dans ces conditions.





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Séléniens qui ont apporté leur concours à la création de cet article :

François Sibille V 2.0, mise à jour du 14 mars 2017