Pour comprendre l’origine et l’histoire des objets du système solaire, une chronologie est essentielle. Nous la connaissons depuis les années 1970, suite à l’analyse des échantillons lunaires rapportés par les astronautes des missions Apollo ainsi que par les missions robotisées soviétiques.
3.1 La chronologie des échantillons lunaires
Comment peut-on dater un échantillon de roche, terrestre ou extraterrestre ? Par l’analyse de l’abondance des espèces radiogéniques, comparées à celle de leur isotope stable. Plusieurs couples d’éléments se prêtent à l’exercice, avec des durées de vie qui vont du milliard d’années au million d’années, voire moins dans certains cas. Pour la datation du système solaire, on utilise en particulier le couple rubidium-strontium qui a une durée de vie de 47 milliards d’années. L’analyse des échantillons lunaires a permis de montrer que la Lune, comme la Terre et les corps parents des météorites,
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Figure 2.4. Disque de débris autour de l’étoile AU Mic (©P. Kalas, 2004).
se sont formées simultanément, à dix millions d’années près, il y a 4,56 milliards d’années.
3.2 Quel est l’âge du Soleil ?
Cet âge est aussi celui du Soleil, étoile de type G parvenue aujourd’hui à la moitié de sa vie. Depuis de nombreuses décennies, la physique solaire, par l’étude d’étoiles de types et d’âges variés, a réussi à reconstruire avec une grande précision des scénarios de vie et de mort des étoiles, le paramètre essentiel étant leur masse initiale. Plus l’étoile est massive, plus sa durée de vie est courte ; il s’agit d’abord des étoiles O et B, puis des étoiles A comme Vega. Le Soleil, étoile « moyenne » a une durée de vie programmée de dix milliards d’années. Les naines, de type M, ont une durée de vie plus longue. L’évolution des différents types d’étoiles est représenté dans un dia-gramme célèbre dit de Herzprung-Russell (Fig. 2.5) du nom de ses inventeurs, qui trace la luminosité absolue des étoiles en fonction de leur température (c’est-à-dire de leur type spectral). Le Soleil est actuellement dans la phase où il transforme son hydrogène en hélium, ce qui va encore se poursuivre pendant plusieurs milliards d’années. Quand ce processus sera achevé, la nucléosynthèse se poursuivra avec la synthèse des éléments plus lourds que sont le carbone, l’azote et l’oxygène. Le Soleil deviendra alors une géante rouge. Son rayon va se dilater jusqu’à atteindre l’orbite de la Terre. . . Celle-ci se sera bien sûr volatilisée au cours de cette transformation, ainsi que toutes les planètes et aussi, à plus grande distance, la ceinture de Kuiper.
38 Chapitre 2. La naissance des planètes
Figure 2.5.Le diagramme Herzprung-Russell de classification des étoiles. L’échelle en ordonnée indique la magnitudeMVde l’étoile. La quantité (B-V) est portée en abscisse ; elle indique la différence de magnitude de l’étoile dans les bandes (B) et (V) du spectre optique et est une fonction décroissante de la température.
La sublimation de celle-ci devrait produire au passage une grande émission de va-peur d’eau, puisque l’eau (actuellement sous forme de glace) est le constituant ma-jeur des objets du système solaire extérieur ; il semble d’ailleurs qu’un tel excès de vapeur d’eau ait déjà été observé sur certaines étoiles en fin de vie, ce qui pourrait être la signature de ce phénomène. Quant au Soleil, il terminera son existence sous forme de naine blanche, de très petite taille mais de densité extrêmement élevée.
Voilà ce qu’est l’avenir qui nous attend. . . dans quelque cinq milliards d’années !
3.3 Datation des surfaces par comptage de cratères
Il existe une autre méthode pour dater les objets du système solaire, celle qui consiste à compter les cratères d’impact provenant de bombardements météoritiques à la
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surface de ces objets. Ceux qui sont dénués d’atmosphère, comme la Lune, Mercure ou les satellites extérieurs, sont les plus faciles à dater, car les traces d’impact n’ont subi aucune altération depuis leur formation. La planète Mars, dont l’atmosphère est très ténue, se prête aussi à l’exercice. Plus une surface est ancienne, plus elle est cratérisée. Grâce à la datation absolue des terrains lunaires réalisée à partir de la collecte des échantillons, il a été possible de tracer la courbe indiquant l’âge d’une surface en fonction de son taux de cratères d’impact. Cette courbe illustre que dans les premières étapes de l’histoire du système solaire, le bombardement météoritique a été beaucoup plus intense qu’aujourd’hui, ce qui est en cohérence avec ce que l’on sait des premiers épisodes agités de la vie de l’étoile et du disque.
Plus précisément, il apparaît qu’un maximum de bombardement météoritique a eu lieu environ 800 millions d’années après la formation planétaire ; nous n’avons pas d’information sur ce qui a pu se passer avant cette date. Ce pic de bombardement tardif trouve lui aussi son explication dans les modèles de simulation numérique (voir chapitre 5, paragraphe 1.3).
Quoi qu’il en soit, le comptage des cratères permet de déterminer l’âge des surfaces. On sait ainsi que celles de la Lune et de Mercure sont très anciennes, ce qui indique l’absence d’activité interne, ou son arrêt très tôt dans l’histoire de ces objets. Venus, en revanche, est dotée d’une surface recouverte de volcans et relativement jeune : le volcanisme a remodelé sa surface au cours des derniers 500 millions d’années. Mars présente deux hémisphères très différents : au sud, des terrains très cratérisés et donc plus anciens ; au nord, des plaines dénuées de cratères, recouvertes plus récemment par des laves volcaniques. Dans le cas de la Terre, le fond des océans est renouvelé sur une échelle de 200 millions d’années par la tectonique des plaques. La croûte continentale, en revanche, présente des régions vieilles de plus de 4 milliards d’années (voir chapitre 3, paragraphe 2).