Géologie des planètes| CONTENU - Ce tutoriel avancé décrit la formation et la géologie des planètes et les méthodes utilisées en la matière |
La conquête spatiale, par les sondes et missions envoyées vers les planètes du système solaire, est venue compléter les méthodes qui permettaient d'étudier les planètes depuis la Terre. Le mouvement général, en ce domaine, de plus, fait que l'on pense de plus en plus que les systèmes solaires sont quelque chose de banal dans l'Univers et que la plupart des étoiles en sont munies -on a observé de nombreuses étoiles entourées de disques proto-planétaires, qui sont là où se forment les planètes. Une fois formées, les planètes, ensuite, subissent tout un ensemble de phénomènes qui continuent d'influer sur leur forme et leur histoire géologique
| Les outils de la science planétaire Comment se forme un système solaire? | L'évolution des planètes |
Les outils de la science planétaireC'est surtout le télescope spatial Hubble et d'autres télescopes en orbite qui ont permis de faire progresser la connaissance du processus de formation planétaire autour des étoiles. Avant ces récentes avancées, on avait déjà avancé l'hypothèse que notre système solaire s'était formé d'une "nébuleuse proto-planétaire". La science continue, de plus, de progresser encore, un des nouveaux champs d'investigation de l'astronomie étant les "exo-planètes", ces planètes qui orbitent autour des autres étoiles
Pour ce qui est de comment nous parvenons à connaître les planètes, la science de la géologie planétaire utilise des méthodes variées. On peut déduire des données de l'observation des orbites ou d'autres observations faites depuis les observatoires terrestres. Les sondes et missions planétaires fournissent aux astronomes d'autres techniques. Toutes ces techniques, par ailleurs, s'appliquent aussi bien aux planètes du système solaire qu'aux planètes situées autour des autres étoiles. Voici une description des différentes techniques qui permettent de recueillir des données sur la géologie planétaire:
Les planétologues soulignent que l'eau joue un rôle critique dans la détermination du comportement tectonique des surfaces planétaires originelles, le point de fusion de l'intérieur des planètes ainsi que l'emplacement et le style éruptif des volcans d'une planète. Aussi, des échantillons de verre volcanique, qui sont éjectés par le volcanisme explosif, représentent des échantillons de prix dans le cadre de missions planétaires qui rapporteraient des échantillons de roches
Comment se forme un système solaire?Les planètes autour d'une étoile naissent à partir d'un "disque proto-planétaire". Un disque protoplanétaire est le reste du nuage dont l'étoile s'est formée; sous la gravité, il se contracte et entre en rotation jusqu'à ce que l'essentiel de la poussière et du gaz tombe sur un disque aplati qui tourne autour de la proto-étoile. Il y a grain de poussière lorsque des atomes entrent en collision et s'agrègent les uns aux autres; s'ils s'aggrègent fortement, ils n'interagissent que peu avec la lumière et la chaleur mais s'ils s'aggrègent peu, ils le font beaucoup plus. Des morceaux du disque protoplanétaire finissent par devenir instables gravitationnellement et s'effondrent, entamant le processus de formation des planètes. Des "cailloux" furent piégés dans des poches à certains endroits du disque protoplanétaire et les planètes s'y formèrent. Pendant la période d'instabilité gravitationnelle conduisant les particules dans un disque circumplanétaire à s'aggréger, les effets du champ magnétique formé par des bras spirales -eux-mêmes formés par la gravité- apparaissant dans le disque, érodent la vitesse des planètes en formation et augmenteant la chaleur du disque. La partie extérieure du disque pourrait évoluer plus rapidement du fait que l'énergie générée par l'interaction du champ magnétique avec la gravité agit vers l'extérieur et agit un vent qui éjecte la matière hors du disque. 90 pour cent de la masse pourrait être perdue en moins d'1 million d'années. Les disques de poussière qui entourent les étoiles jeunes présentent une forte variété de formes, de tailles et de structures dont les effets vraisemblables de planètes en formation et le type de l'étoile. Un disque proto-planétaire est essentiellement composé d'hydrogène moléculaire froid, lequel est très transparent et quasi invisible alors qu'une petite fraction de poussière et d'autres gaz est mélangée au gaz. Ce sont des molécules d'hydrogène qui constituent l'élément principal à partir duquel celles-ci se forment. L'estimation de la masse du disque, cependant, se fait via les molécules de deutéride d'hydrogène -elles contiennent du deutérium, une version plus lourde de l'hydrogène. Deux modèles existent, de nos jours, à propos de la formation planétaire: l'un le "modèle coeur-accrétion" suppose la présence d'une étoile riche en métaux autour de laquelle les particules de poussière et de gaz en orbite finissent par s'agréger progressivement, formant des masses de rochers de plus en plus importants qui, soient évoluent en planète tellurique soit forment le coeur rocheux des géantes gazeuses (cette théorie de l'agrégation de planétisimaux se fonde sur une hypothès formulée en 1969 par l'astronome soviétique Viktor Safronov); le "modèle d'instabilité du disque", lui, ne nécessite que la gravité, laquelle fait que les molécules de gaz entrent en relation d'attraction l'une l'autre, ce qui ne donne que des planètes gazeuses (cette seconde théorie permet de penser que des planètes gazeuses ont ainsi pu se former autour des premières étoiles de l'Univers, pauvres en métaux, c'est-à-dire en éléments au-delà de l'hydrogène et de l'hélium. Les éléments lourds -ceux qui sont plus lourds que l'hydrogène et l'hélium tels le fer, le carbon et les silicates- sont les matériaux desquels se sont agglomérés les tout premiers grains des débuts de la formation des planètes. On a cependant découvert, début 2012, que certains exo-systèmes solaires ne possèdent pas d'éléments lourds ce qui laisse penser qu'il peut exister des principes alternatifs à la formation planétaire. La masse du disque proto-planétaire est le facteur essentiel qui contrôle la formation des planètes. Aux alentours de 3 millions d'années après la formation du système solaire, tout le gaz de la nébuleuse primitive, par exemple, avait disparu, ne laissant que des matériaux solides. Le plus loin une planète se forme de son étoile, le plus sa vitesse orbitale est faible et le moins il y a de matériau formatif dans le disque. Jupiter, par exemple, à 800 millions de kilomètres du Soleil, s'est formé en 10 million d'années. Des données de 2015 montrant que la formation des étoiles dans l'Univers produit une répartition égale des types de celles-ci entraînent que l'Univers des débuts n'a pas eu autant d'éléments lourds permettant la formation de planètes que prévu car il y a eu moins de supernovas qu'on ne pensait pour en permettre la production
 | un disque protoplanétaire: le matériau du disque afflue le long des lignes du champ magnétique de l'étoile et se dépose à la surface. NASA/JPL-Caltech |
Les disques protoplanétaires sont les restes du processus de formation des étoiles à partir des nuages de gaz et de poussière. Ces disques ont habituellement un diamètre de quelques centaines d'UA et leur masse s'étage entre 1 à 10% d'1 masse solaire; ils sont composés de poussière et de gaz. Le plan médian de d'un disque protoplanétaire est dépourvu de chimie ce qui pourrait être dû à des flux méridiens des débuts de l'existence du disque. De la vapeur d'eau, de la glace et de l'oxygène se combinent à différents moments de la formation des planètes puis se combinent à de la poussière pour former la masse de ce qui peut devenir une planète. L'étoile grossissant en taille, de plus en plus de matériau tombe dans sa direction et la rotation finit par aplatir ce qui reste de la formation, en un disque turbulent. Des tempêtes magnétiques dans le gaz qui orbite autour de l'étoile jeune pourraient expliquer pourquoi celle-ci émet plus d'infrarouge que prévu: ces champs magnétiques produisent une sorte d'"atmosphère" autour du disque et font que le gaz et la poussière sont suspendus au-dessus de celui-ci dans de gigantesques boucles magnétiques, ajoutant à l'infrarouge. Cette turbulence contribue aussi à la formation des planètes. Deux variétés d'environnements planétaire en développement existent: la première, les "disques YSO" sont un dique de moins de 5 millions d'années et qui contient de grandes quantités de gaz; on les trouve souvent à proximité ou à l'intérieur des amas d'étoiles; la deuxième, le "disque de débris" ("debris disk", en anglais) tend à avoir plus de 5 millions d'années, ne possède que peu ou pas de gaz et présente des ceintures de débris rocheux ou de glace qui ressemblent à la ceinture des astéroïdes ou à la ceinture de Kuiper que l'on trouve dans le système solaire. Véga et Fomalhaut possèdent des disques protoplanétaires du deuxième type. Quand l'étoile est jeune, le matériau du disque proto-planétaire tombe sur l'étoile -processus dit d'accrétion- mais quand il se heurte à l'héliosphère, le champ de l'étoile en formation, le matériau suit les lignes du champ magnétique pour retomber aux pôles de l'étoile. Cette bulle magnétique pourrait arrêter la migration des planètes en formation, par ailleurs. De plus, une zone vide se forme aussi entre l'étoile et le bord intérieur du disque. On appelle métallicité le fait, pour un nuage moléculaire appelé à devenir une étoile avec ou sans système solaire, de comprendre les ingrédients nécessaires. Les planètes semblables à la Terre sont composées presqu'entièrement d'éléments tels le fer, l'oxygène, le silicium ou le magnésium, soit des "éléments lourds"; les planètes géantes sont aussi liées à ce type de métallicité. Les planètes de type Terre, cependant, peuvent aussi naître et croître dans des environnements à métallicité faible. Le "radial mixing" (littéralement "mélange radial") qui a lieu au sein d'un disque proto-planétaire est un mécanisme de transport qui se produit lorsque le disque se condense autour de l'étoile nouvelle. Le mélange provient, pour différentes parts, des vents et de la chaleur de l'étoile, lesquel poussent vers l'extérieur les matériaux; les différences de température et les turbulences créées dans le disque au cours de la formation planétaire. Ces disques protoplanétaires, en quelques 10 millions d'années, évoluent en planètes (alors qu'on pensait que la construction d'une planète géante supposait une accrétion suivie de grands morceaux de roches, de l'ordre du kilomètre, on a observé, à la mi-2015, qu'il fallait, en fait, de beaucoup plus petits objets sinon ce processus prendrait plus que quelques millions d'années; on ajoute aussi que les embryons de planètes géantes, dans leur course autour du Soleil, se seraient bousculés les uns les autres en termes gravitationnels et leurs orbites se seraient retrouvées en-dehors du plan du disque protoplanétaire; là, les proto-planètes auraient manqué de matériaux alors que celles restant dans le disque ont pu continuer d'agréger des "cailloux" de petite taille): les grains de poussière s'agglomèrent en cailloux, les cailloux s'agglomèrent entre eux et forment des rochers -que l'on appelle des "planétésimaux- et, enfin, ces planétésimaux s'agglomèrent entre eux pour former les planètes. Des croûtes se sont aussi formées sur les planétisimaux lors des 2,5 premiers millions d'années de la formation du système solaire, soit bien longtemps avant la formation des planètes de type terrestre. En juin 2013, on a pu résoudre une question restée longtemps sans réponse, celle de savoir comment les particules de poussière dans les disques proto-planétaires peuvent atteindre des tailles suffisantes pour former des comètes, des planètes et autres corps telluriques. Pour qu'il y ait planète, il faut que les poussières se soient agglomérées en objets de la taille d'un galet. Les modèles informatiques savaient que les grains de poussière, bien que s'agglomérant continuaient cependant d'entrer en collision, donc de nouveau de se retourner grains de poussière; ou, qu'à cause de la friction avec le gaz du disque, ils étaient attirés en direction de l'étoile-parent. Dans les deux cas, ils ne pouvaient plus continuer leur évolution. Celle-ci supposait ce que les astronomes appelaient des "dust traps" (des "pièges à poussière), des régions où des grains plus gros se retrouvaient piégés et pouvaient donc poursuivre leur agrégation, pouvant passer d'une taille d'1mm à la taille d'une comète. Un dust trap se forme du fait que des particules de poussière se déplacent en direction de régions de haute pression, lesquelles peuvent résulter des mouvements du gaz aux alentours d'un "trou de gaz". Dans d'autres cas, le piège à poussière consiste en un tourbillon dans le gas du disque proto-planétaire, tourbillon dont la vie est habituellement de centaines de milliers d'années. Même lorsque le dust trap cesse de fonctionner, la poussière qui s'y est accumulée met des millions d'années à se disperser, ce qui laisse amplement le temps aux grains de s'agglomérer pour former les corps célestes. Les dures conditions qui règnent autour d'une étoile jeune (forts vents solaires, fortes vitesses au sein du disque protoplanétaire -de l'ordre de 100 m/s) devraient normalement empêcher ces mécanismes d'agrégation et de croissance mais il semble que ce puisse être l'électricité statique générée dans les disques qui joue aussi un rôle important. On pense que les champs magnétiques ont joué un rôle important dans le jeune système solaire, déplaçant de petits grains de poussière magnétisés mais ce rôle s'est interrompu une fois les particules agglomérées en blocs fondamentaux plus grands. La question de savoir comment ces premiers agrégats d'une taille d'1 cm, d'une façon générale, continuent de croître au-delà de ce qu'on appelle, en anglais, la "aggregation barrier" ("barrière de l'agrégation"), une fois que les forces électrostatiques et les forces dites de Van der Waal (forces minuscules provenant de la polarité des molécules) ont permis aux particules de poussière de s'agréger vient des collisions qu'elles subissent. Selon certains, il se pourrait aussi que ce soit ces agrégats de petite taille qui soient les blocs fondamentaux des planètes (de nombreux astéroïdes ne sont constitués que de chondrules de petite taille). Les chondrules sont des particules de petite taille en forme de sphères qu'on trouve dans les météorites et les astéroïdes mais on ne sait pas comment elles se forment. Certains pensent que des éclairs agitant les particules de poussière dans les disques protoplanétaires fournissent l'énergie nécessaire à la formation des chondrules. Une fois que les planètes naissantes ont atteint une certaine taille, les corps ont désormais une gravité suffisante pour attirer à eux toutes les particules et autres rochers qui passent à proximité. La contrepartie, cependant, est que tout impact de forte puissance peut les faire retourner en poussière... Il faut attendre que les planètes naissantes atteignent la taille de la Lune pour que l'on puisse considérer qu'elles sont stabilisées. Les nuages dont se forment les étoiles ont habituellement une température de vers (-240°C (-400°F ) et les disques protoplanétaires, par conséquent, ont une température de -115°C (-175°F). On a longtemps pensé que les planétésimaux se construisaient en forme irrégulière et qu'il le restaient ensuite. Mais lorsque de tels objets se sont formés assez tôt dans l'histoire du système solaire, ils ont pu contenir des matériaux radioactifs qui ont produit une chaleur substantielle sur un laps de temps court, ce qui a réchauffé l'intérieur. C'est ce qu'on a observé pour Phoébé le principal satellite irrégulier de Saturne. Cela a eété confirmé en 2012 et on pense que les planétésimaux, dans leur phase de formation, ont un océan magmatique souterrain résultant de ce qu'ils ont connu une fonte presque complète. On pense, généralement que les planétisimaux se sont formés rapidement. Les géantes gazeuses se forment soit à partir d'un planétisimal qui, à partir d'une certaine taille, ne fait plus qu'assembler du gaz ou à partir de la formation d'un corps seulement gazeux, sur lequel viennent s'agglomérer d'autres couches de gaz. Les poussées explosives d'une étoile jeune modifient la chimie du disque protoplanétaire qui l'entoure; si ce phénomène était courant, il entraînerait que les planètes peuvent porter la signature chimique de comment le disque de gaz et de poussière est altéré par ces poussées. La dernière phase d'accrétion, d'une façon générale, apporte de l'eau et d'autres éléments volatiles (ainsi à la Terre, par exemple)
->Une autre vue de comment le système solaire aurait pu se former
Les météorites du système solaire, qui sont des conservateurs naturels des matériaux des origines du système solaire, qui contiennent du magnésium 26, un élément né de la radio-activité de l'aluminium 26, pourraient donner des indications sur comment notre système solaire s'est formé. Une étoile solitaire, éjectée de son amas d'origine par quelque effet gravitationnel, aurait pris la direction du nuage interstellaire d'où le système solaire devait naître et y aurait explosé en supernova. L'étoile avait atteint le stade Wolf-Rayet, soit une étoile capable de produire des éléments lourds, comme l'aluminium et elle a ainsi répandu ces éléments -qui, de plus, sont radio-actifs, ainsi le béryllium 12- dans le nuage de gaz interstellaire. Cet évènement, ainsi, a influé la naissance du système solaire de deux façons: d'une part, il a provoqué l'effondrement gravitationnel du nuage; d'autre part, il a enrichi le nuage d'éléments radioactifs, producteurs de chaleur, ce qui a probablement "asséché" les plaètes telluriques en formation, leur permettant d'abriter des océans mais aussi des masses continentales
Les protoplanètes peuvent avoir des orbites qui les mènent à entrer en collision les unes avec les autres (le gaz du disque protoplanétaire ayant alors disparu en quantité, les corps planétaires peuvent se déplacer plus facilement; ils n'entrent plus, par ailleurs, en collision avec le disque). Les plus grandes des protoplanètes peuvent envoyer les corps plus petits s'écraser sur l'étoile ou, au contraire, les éjecter du système. Les plans orbitaux des planètes d'un système planétaire sont souvent non-alignés et ceci peut être dû à l'influence gravitationnelle des planètes géantes du système et/ou à des étoiles-compagnons ou des passages d'étoiles dans l'environnement d'un amas d'étoiles. Ce non-alignement du plan des orbites, par ailleurs, peut être aussi inhérent au disque protoplanétaire, ce dernier pouvant être originellement différemment courbé (sont des facteurs de ces courbures un axe rotationnel différent du gas ou un décalage entre l'axe de rotation du disque et la direction du champ magnétique)
->Les objets interstellaires, produits dérivés de la formation des systèmes solaires
L'objet 1I/2017 U1 découvert le 19/10/2017 est le premier objet interstellaire découvert dans le système solaire. On attendait cette observation depuis des décennies mais l'objet est un astéroïde et pas une comète comme on s'y attendait. Cet objet a une forme très allongée -sa longueur étant de 10 fois sa largeur; il a une rotation de 7,3 heures- et aucun objet de ce type du système solaire -astéroïdes ou comètes- n'a une telle forme. Pour ce qui est de la formation du système solaire, un grand pourcentage des planétisimaux originels des débuts du système a été éjecté dans l'espace du fait de rencontres gravitationnelles avec Jupiter ou a été projeté sur le Soleil. La même chose s'est vraisemblablement produite autour d'autres étoiles en formation et l'espace interstellaire a pu abriter des milliards de milliards de planétisimaux. Cette découverte va également obliger les astronomes à proposer de nouvelles théories pour expliquer comment des objets comme 1I/2017 U1 ont pu acquérir leur forme spécifique (cette forme pourrait laisser supposer des conditions impossibles dans notre système solaire). La surface de 1I/2017 U1 est quelque peu rougeâtre du fait de l'irradiation par les rayons cosmiques pendant des millions d'années et sa composition est semblable aux astéroïdes du système solaire voire plus métallique. On pense que de tels objets interstellaires passent en permanence dans le système solaire -plusieurs fois par an- mais qu'ils sont d'une taille trop petite, ou qu'ils passent trop loin de la Terre pour qu'on puisse les détecter
Une autre caractéristique fondamentale de la formation planétaire au sein d'un disque proto-planétaire est ce qu'on appelle la "ligne de la neige": un disque protoplanétaire, en effet, se partage, le long du diamètre, en une région, proche de l'étoile où tout ce qui est glace, eau et gaz, est vaporisé par la chaleur et une région, éloignée de l'étoile, où ces éléments peuvent perdurer sous la forme de glaces, de rochers et de métaux. C'est cela qui explique pourquoi les planètes dites "telluriques" -celles qui se trouvent près de l'étoile- sont plus petites que les planètes plus extérieures, lesquelles sont de type "géantes gazeuses": l'extérieur du disque fournit aux géantes gazeuses les éléments de leur formation alors que l'intérieur du disque ne fournit que de la poussière et des roches (les planètes telluriques ne contiennent que peu de carbone non plus). Les géantes gazeuses commencent par se former autour d'un petit noyau solide, de glace et de rocs -d'à peu près la taille de la Terre- elles y accumulent les couches de gaz. On pense que l'eau est naturellement présente dans les disques proto-planétaires dès le début, du fait que la glace d'eau est déjè présente dans le nuage originel dont se forme l'étoile. Au sein du disque, la glace d'eau se vaporise puis la vapeur d'eau se recongèle et participe à la formation des planètes, devenant aussi, par ailleurs, en se recongelant, les comètes et les astéroïdes. Si on part, radialement, du disque protoplanétaire intérieur chaud avec le carbone et l'oxygène de type quasi-stellaire jusqu'au disque extérieur froid, on rencontre les "lignes de neige" de l'eau, du CO2 et enfin du monoxyde de carbone fonction des températures de gel de ces molécules. A chacune de ces lignes, le rapport carbone/oxygène se modifie (en général, il s'accroît avec la distance). La "ligne de la neige", par ailleurs, ne doit pas être confondue avec la "zone habitable". La zone habitable, autour d'une étoile est la zone où la température est à des valeurs idéales pour permettre la vie. Aussi dite, en anglais, la "Goldilocks zone" (littéralement la "zone de Boucles d'Or (l'héroïne du conte pour enfants qui entre dans la maison des ours de la forêt)), la zone habitable peut être soit étendue ou restreinte ou proche de son étoile ou éloignée fonction de la taille et du débit d'énergie de celle-ci: pour les naines rouges, par exemple, la zone habitable serait proche alors que, pour les géantes, elle devrait s'éloigner à une distance plus grande. Une autre ligne de partage dite, en anglais "frost line" ("ligne du gel") se trouvait, dans le système solaire, à l'orbite actuelle de Jupiter et cette distance reste aujourd'hui la distance approximative à laquelle la glace de la plupart dess comètes qui s'approchent du Soleil commence de fondre et où les comètes deviennent actives. Une zone dite "désert de naines brunes", désigne un intervalle d'orbite, aux alentours de 5 UA autour d'une étoile, sur lesquelles les naines brunes sont en théorie rares ou ne peuvent pas exister. Cette zone existe du fait des différents mécanismes de formation des étoiles et de leurs planètes. On appelle "disque de transition" (en anglais, "transition disk") un disque protoplanétaire qui contient un vide géant au centre, lequel est produit par l'interaction entre le disque et les planètes en formation
Notre système solaire s'est sans doute formé de la même manière que tous les autres systèmes exo-planétaires que l'on voit se former autour des autres étoiles. Des questions restent encore posées à propos du processus de formation des planètes: ainsi, les observations montrent que les disques proto-planétaires sont "soufflés" en une centaine de milliers d'années, du fait des vents solaires venant de l'étoile centrale ou d'étoiles avoisinantes; la question se pose donc se savoir comment cela peut se concilier avec le fait qu'il faut, en moyenne, 10 millions d'années pour que se forment les planètes de type terrestre et plusieurs millions d'années pour que se forment des planètes de type Jupiter. Cela est problablement dû au fait que les exo-systèmes planétaires se forment sur un gamme de longueurs de temps. La plupart des exo-planètes que l'on a découvertes jusque là sont de type Jupiter qui orbitent autour de leur étoile à une distance inférieure à celle de Mercure par rapport au Soleil. Une autre question est celle de savoir comment de telles planètes gazeuses ont pu se former de ce côté-là de la "ligne de la neige", là où les conditions ne sont pas remplies pour la formation de ces planètes. Il est possible que les géantes gazeuses se forment dans la zone appropriée par rapport à la ligne de neige puis se déplacent gravitationnellement en direction de l'étoile. Les astronomes, par ailleurs, pensaient jusque là les différentes interactions gravitationnelles menaient les planètes à avoir des orbites circulaires. La plupart ont en fait des orbites hautement elliptiques. Comment cela se produit-il et comment se fait-il que les orbites au sein de notre système solaire sont, au contraire, essentiellement de type circulaire. Si une planète est plus malléable, elle dissipera mieux, sous forme de chaleur, son énergie gravitationnelle; et le plus de chaleur est dispersé, le plus vite la planète acquérera une orbite circulaire, processus dit, en anglais "circularization" ("circularisation"). On sait, enfin, que les étoiles entourées d'un disque proto-planétaire ont une rotation sur elle-même plus lente car le champ magnétique de l'étoile s'"emmêle" dans le disque, ce qui ralentit la rotation de l'étoile. Ce sont ces étoiles à rotation plus lente qui sont les plus prônes à voir se former des planètes autour d'elles. A titre de comparaison, notre Soleil, qui tourne sur lui-même, maintenant, en 28 jours, avait, lorsqu'il était jeune, une vitesse de rotation beaucoup plus rapide. Lorsque la rotation des étoiles se ralentit avec l'âge, il est est de même pour les taches et les tempêtes de radiation; la conséquence en est que moins de radiations néfastes pour les potentielles planètes de l'étoile sont émises. Lorsque Jupiter s'est formé juste au-delà la ligne de neige, sa puissante gravité a empêché le matériau présent de s'agréger et de construire une planète. Jupiter a amené ce matériau à entrer en collision et se fragmenter. Ces fragments rocheux se sont alors stabilisés dans ce qu'on appelle la ceinture des astéroïdes. Ainsi, pendant l'enfance du système, la ceinture des astéroïdes possédait sans doute suffisamment de matériau pour construire une nouvelle planète mais la présence de Jupiter -ainsi qu'une légère migration de la planète vers l'intérieur- a fait se disperser une partie de ces rochers: aujourd'hui, la ceinture des astéroïdes ne contient plus que moins d'1% de sa masse originelle. Dans un exo-système solaire, d'une façon générale, la présence d'une géante gazeuse de type Jupiter peut, on pas, faire apparaître une ceinture d'astéroïdes: lorsque la planète se trouve au bon emplacement, elle crée une ceinture semblable à celle de notre système solaire; quand elle est légèrement trop loin, la ceinture devient trop dense et quand la planète migre trop vers son étoile, elle disperse la ceinture. Une étape fondamentale de la formation des planètes géantes consiste en ce que de vastes flux de gaz traversent le large sillon que les géantes gazeuses creusent dans le disque protoplanétaire (elles "nettoient" leur orbite au fur et à mesure qu'elles croissent). Le matériau qui construit les géantes gazeuses est gravitationnellement capturé, depuis le sillon, de la partie extérieure du disque et il forme des "ponts" jusqu'au disque intérieur (la planète se trouve juste au milieu de ce pont): une partie du matériau qui vient nourrir la croissance de la planète dépasse celle-ci et se déverse de l'autre côté. On trouve également du gaz diffus dans la division. La matière restante de la construction d'un système solaire peut prendre la forme de gaz et de poussière aussi bien que de petits corps rocheux et glacés. Les disques de débris peuvent être des disques larges, continus ou se concentrer en ceintures de débris similaires à la ceinture d'astéroïdes du système solaire et à la ceinture de Kuiper
La plupart des systèmes planétaires aboutissent à former des planètes qui orbitent dans le plan moyen de l'ancien disque proto-planétaire et les disques laissent à leur suite tout un ensemble de différents restes de la formation, lesquels ont des orbites et des emplacements plus irréguliers (ainsi, les comètes ou les astéroïdes). Lorsque les planètes sont jeunes, elles continuent de luire de l'infrarouge de leur formation. Il semble sûr, par ailleurs, qu'aux extrêmités de là où s'est formé un système solaire, se trouvent d'autres restes de la formation, sous la forme de ceintures de rochers et de poussières: la ceinture de Kuiper et le nuage de Oort, pour le système solaire, en sont de bons exemples. Les types de planètes auxquelles les plaétisimaux donnent naissance reste du domaine d'une diversité chaotique. Cependant, l'étude des exo-planètes, qui fournit un grand nombre de types planétaires pourrait permettre que cette diversité soit réduite. La partie extérieure d'un disque protoplanétaire peut prendre une forme en fer à cheval du fait de l'action gravitationnelle des planètes géantes gazeuses et le disque peut être divisé en un disque extérieur et un disque intérieur par la division que forment les géantes gazeuses en formation. Le phénomène de flux de gaz qui s'y produit, entre le disque extérieur et le disque intérieur, du fait de la formation des planètes, renouvellent vraisemblablement le disque intérieur, lequel, sinon, serait rapidement absorbé par l'étoile en formation. Dans le système solaire, il y a 4,5 milliards d'années, des collisions entre des corps importants continuèrent, produisant de la poussière; par ailleurs, la Lune ou le système satellitaire de Pluton sont vraisemblablement le résultat de cette activité
L'évolution des planètesPour parvenir à l'habituelle forme sphérique des planètes, un objet doit avoir un diamètre de 965km. Les planètes d'un système solaire, une fois formées, continuent de vivre leur vie de planètes, c'est-à-dire que s'y déroulent tout un ensemble de processus qui déterminent les caractéristiques de la planète. L'essentiel de notre compréhension des géologies planétaires vient de notre propre système solaire: ainsi, l'évolution des planètes se partage entre l'évolution géologique qui s'opère aux planètes telluriques et celle qui s'opère aux géantes gazeuses. Les planètes telluriques -celles qui sont de type terrestre- sont des planètes proches de leur étoile, petites, rocheuses et riches en fer alors que les géantes rocheuses sont situées à l'extérieur de leurs étoiles, sont de grande taille et sont essentiellement composées de couches de gaz. L'exploration des exo-systèmes solaires a "faussé" la science en la matière car les exo-planètes découvertes jusqu'à maintenant sont essentiellement des géantes gazeuses. Il semble probable, cependant, que ces exo-systèmes comportent cependant aussi des planètes de type terrestre. On peut, de façon intéressante, en termes de géologie planétaire -et de celle des satellites- dans le système solaire, remarquer que les corps aussi bien rocheux que de glace peuvent présenter des similarités en termes de caractéristiques de leurs paysages. Par ailleurs, les planètes telluriques -et les satellites du système solaire- semblent tous présenter une dichotomie entre deux faces, l'une souvent plus affectée par le volcanisme, la tectonique ou de grands impacts. Il semble que les planètes tellurtiques se sont formées à partir des mêmes matériaux mais que leur évolution, ensuite, a été différente
| Les planètes telluriques | Les géantes gazeuses |
Les planètes telluriquesUne fois une planète formée par accrétion de planétésimaux et une fois qu'elle a atteint la taille de la Lune, elle subit un échauffement et un processus que l'on appelle la "différentiation". Les planètes commencent par être presque complètement fondues puis elles se refroidissent et cristallisent différents minéraux. Les planètes rocheuses sans tectonique ont préservé des roches datant des premiers milliards d'années du système solaire. Dans certains cas, ces minéraux se séparent et forment différentes couches; la Lune présente de telles différents couches alors que la Terre non (et est homogène) soit parce que ses minéraux ne sont jamais séparés soit du fait que la tectonique a mélangé les roches. Les corps telluriques de petite taille du système solaire telles les planètes mineures de la ceinture d'astéroïdes perdent rapidement la chaleur qui résulte de leur formation. Les météorites chondritiques ont des compositions semblables au Soleil et on pense qu'elles constituent les blocs fondamentaux de la formation des planètes. On ne sait pas, par ailleurs, si les astéroïdes ont des coeurs de grande taille. On pense que, d'une façon générale, les corps planétaires sphériques tendent à avoir un intérieur différentié. En étudiant la différenciation des matériaux (ceux qui sont montés de l'intérieur pour former la croûte et ceux qui ont sombré dans le manteau et le coeur), on peut mieux expliquer pourquoi certaines planètes telluriques sont devenues du type Terre plutôt que du type Mars ou Vénus. La chaleur, la gravité jouent un rôle dans ce processus: du fait des impacts d'astéroïdes, de la radioactivité ou des marées gravitationnelles, une partie des matériaux primitifs de la planète primitive s'échauffe et fond. L'énergie cinétique engendrée au moment de l'accrétion peut également engendrer ce processus ainsi que le fait que les matériaux agrégés s'enfoncent vers le coeur de la planète. Puis, dans le processus, les matériaux se "différentient"; il se séparent en trois couches, du fait de leurs densités différentes: les matériaux les plus lourds sombrent en direction du centre de la planète et y forment le coeur -la plupart des coeurs planétaires sont formés de fer et de nickel et le caractère liquide du coeur fait que s'y produisent des mouvements de convection, qui transfèrent la chaleur dans la couche supérieure, refroidissant ce matériau extérieur, lequel s'enfonce de nouveau vers le centre, donnant naissance, refroidi, à un "coeur solide interne", ce qui fait une structure du coeur en deux couches; les matériaux plus légers (essentiellement les basaltes et les silices) forment, eux, ce que l'on appelle le "manteau", une couche de grande dimension, semi-fondue, dense et rocheuse qui se forme par ségrégation chimique et convection thermique. Les matériaux les plus légers, enfin, eux, flottent à la surface du manteau et forment, en se refroidissant, la "croûte", une couche fine, faite de roches légères (essentiellement des silices). Le coeur planétaire finit par se stabiliser dans une forme plus ou moins sphérique et la croûte finit par se solidifier donnant à la planète sa forme définitive, bien connue, à savoir un coeur liquide, un manteau et une croûte solide. Une croûte planétaire forte, dominée par les roches, peut rester inchangée au cours des 4,5 milliards d'années qu'a duré le système solaire, par exemple alors qu'une croûte faible, riche en glaces et en sels, se déformerait au cours de la même durée. Une forme ronde, pour une planète, est habituellement la preuve que l'intérieur a subi une différenciation, même pour un corps de plus petite taille comme, par exemple, une planète mineure. Ainsi, au cours de ce dernier stage de sa formation, après l'accrétion de matériaux, la planète se refroidit: la chaleur interne est évacuée par convection (cela se fait par le biais des courants du magma, par le fait que le matériel chaud monte que le froid descend; ou la convection peut être activée par du volcanisme ou la tectonique des plaques) ou par "conduction" (la chaleur est simplement transmise en direction de la surface). Convection et conduction font passer la chaleur vers la surface, d'où elle est finalement dissipée dans le froid de l'espace par radiation. Le plus le refroidissement de la planète est important, le plus la croûte devient épaisse. Les plus petites des planètes telluriques s'échauffent -et se refroidissent- plus rapidement que les plus grandes et atteignent donc leur pic de température interne plus tôt que celles-ci (ce qui joue aussi en terme de l'eau trouvée sur ces corps: les planètes mineures, par exemple, n'ont qu'une faible quantité d'eau car elles se sont formées tôt, lorsque du matériau radioactif était plus abondant et était source de chaleur). Ces planètes telluriques de grande taille, elles, atteignent ce pic de température plus tard et leur refroidissement se fait plus lentement, et plus tard. Fonction de cette distinction, on considère commme grandes planètes telluriques, dans le système solaire, la Terre et Vénus, et comme petites planètes telluriques Mercure et la Lune; Mars se situant à mi-chemin. On doit également savoir que les mouvements de convection au sein du coeur liquide d'une planète peut engendrer un champ magnétique. Ce champ magnétique, d'ailleurs, peut se retrouver "imprimé" au sein de la croûte de la planète (sur Terre, cela se rencontre essentiellement de chaque côté des grandes failles océaniques centrales de la tectonique, où l'on voit les roches nouvelles créées par celle-ci conserver la rémanence magnétique de la polarité du champ magnétique existant au moment de leur formation). La radioactivité naturelle des origines, par la suite, faiblit; sur Terre, par exemple, en 4,5 milliards d'années, elle a été divisée par 4. D'une façon générale, on sait aussi que le système solaire a connu une réorganisation importante des orbites des planètes plusieures centaines de millions d'années après sa formation
->Un corps céleste en rotation tend à stabiliser son axe de rotation. Si une disharmonie dans la masse survient, le corps tendra à réajuster l'axe, l'excès de masse se rééquilibrant près de l'équateur et la région de masse moindre se re-positionnant vers l'un des pôles. S'il vient à apparaître une "bulle" de densité moinder au sein de la planète, l'axe de rotation se modifiera de telle sorte que la bulle soit positionnée au pôle sud de la planète. Ces bulles de matière -soit de la glace fondue, soit des roches- se forment du fait des interactions gravitationnelles entre un corps et le corps auquel il est lié gravitationnellement. La réorganisation de l'équilibre interne de la planète laisse cependant toujours l'axe de rotation orienté tel qu'il l'était au début de la modification: ce ne sont que les masses modifiées, que le corps céleste lui-même qui se réorganisent par rapport à l'axe
->Un élément à ajouter à la représentation classique de la formation des planètes est que les astronomes pensent que, lors de la formation de notre système solaire, se sont produites deux explosions de supernovas. De là en est résulté que le système solaire en formation se serait vu bombardé d'isotopes, lesquels auraient déclenché des mécanismes de différentiation au sein de corps en formation de taille plus petite que celle des planètes classiques (on en voit ainsi l'effet dans des corps tels Vesta, qui, en eux-mêmes, du fait de leur taille, sont trop petits pour que leur gravité seule puisse déclencher la fonte d'un coeur ni, ensuite, la formation d'une croûte). Cela mènerait à ce que les planètes plus grandes -ainsi la Terre- auraient connues une évolution différente de ces corps célestes plus petits et, donc, déjà différenciés. D'autres astéroïdes, par ailleurs, tels Cérès, qui contiennent beaucoup de glace d'eau, pourraient permettre d'expliquer les processus qui ont fait que certains corps du système solaire ont finit, comme la Terre, par posséder beaucoup d'eau alors que d'autres n'en ont pas du tout
La seconde étape principale de la géologie des planètes, au début de leur existence, consiste en des processus de modification: des corps viennent s'écraser sur la planète, créant des cratères et du volcanisme, avec ses flots de lave donnent à la planète ses premières formes de relief. D'immenses impact ont dominé les débuts de l'histoire géologique de corps comme la Lune, la Terre, Mars ou les satellites des géantes gazeuses. Ce furent des évènements extrêmement perturbateurs, modifiant le corps en question, qui ont causé des fractures, de la fusion et du mouvement dans la croûte importants tout en expulsant du matériau qui retomba et recouvrit du relief plus ancien. Les comètes et les astéroïdes, en effet, pour ce qui est du premier aspect, qui sont des restes du disque proto-planétaire, sont attirées gravitationnellement par les planètes nouvellement formées au cours de leurs orbites. Les planètes subissent ainsi un bombardement intense. Lorsque le système solaire s'est formé, par exemple, la chaleur des régions centrales était trop forte pour que l'eau puisse s'être condensée à la surface des planètes telluriques. Ainsi, l'eau fut apportée pendant cet épisode de bombardement par des astéroïdes et des comètes. On appelle cette époque, pour la Terre, la "Période du Grand Bombardement", menant des comètes et des astéroïdes à venir s'écraser sur les planètes telluriques nouvellement formées. L'apport de matériau par des impacteurs dépend de la gravité du corps céleste et de l'angle d'impact. La période du grand bombardement a dû se produire du fait d'une dynamique inhabituelle en termes de gravitation dans le système solaire, ainsi la migration des planètes extérieures du système solaire qui a perturbé la zone des comètes et en a envoyé certaines vers l'intérieur du système. Les interrelations gravitationnelles entre Jupiter et Saturne voire une modification de l'inclinaison de l'orbite de Jupiter, sont vraisemblablement responsables pour la perturbation d'une Kuiper Belt qui était alors densément peuplée, ce qui a déclenché la Période du Grand Bombardement. Pendant la Période du Grand Bombardement la migration de Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune, d'une façon générale, dévia la poussière et les corps de petite taille soit dans la ceinture de Kuiper soit dans celle des astérïdes; de plus, il existait plus de poussière dans le système solaire qu'aujourd'hui. Les impacteurs ont pulvérisé le matériau et n'ont pas seulement accidenté la surface et l'effet a affecté profondément la croûte. Les matériaux apportés par les astéroïdes et les météorites, par ailleurs, auraient pu se mélanger dans l'atmosphère aux nuages de l'activité volcanique et ainsi être répandus plus facilement sur Terre. Certaines observations, par ailleurs, peuvent laisser penser que les impacts d'il y a 3,9 milliards d'années ne seraient en fait que la traîne d'un pic qui aurait eu lieu plus tôt. Certains pensent que les planètes du système solaire ont même été complétées, en termes de masse, au moment final de leur formation, par de gros astéroïdes ou comètes -de la taille de Pluton, soit 2400-3200 km (1500-2000 miles) il y a 4,5 milliards d'années. Ces impacts sont ainsi venus ajouter moins d'1% de la masse des planètes apportant de l'or, du platine et du palladium. On appelle ce processus "accrétion terminale" (en anglais "late accretion"). Ces planétésimaux, de la taille de la Lune, apportèrent des minéraux formateurs de roches jusqu'au coeur des planètes puis ricochèrent dans l'espace. Pour ce qui est de la Terre, cette accrétion eut lieu même après que la Lune se fût formée. Le platine, l'iridium et l'or tendent à se lier chimiquement au fer. Frappée par au moins 4 impacteurs gigantesques, la Terre primitive, celle de l'Hadéen, aurait ainsi été "resurfacée" par des roches en fusion provenant du manteau et un pic dans les impacts de ces astéroïdes eut probablement lieu il y a 4,1 milliards d'années. Il y a 3,7 milliards d'années, le manteau ne s'était pas encore totalement équilibré avec des matériaux accrétés tardifs. La Lune, plus petite que la Terre, n'a été atteinte que par des objets d'entre 240 et 320 km (150-200 miles). Les chocs ont pu modifier l'inclinaison de l'axe de la Terre de quelque 10° ou apporter de l'eau dans le manteau de la Lune. Une collision énorme, par exemple, s'est produite il y a 3,26 milliards d'années du fait d'un astéroïde de 37 à 58 de km, créant un cratère de 500km (300 miles). La rupture de la croûte terrestre qui s'ensuivit entraîna peut-être le passage d'un système tectonique originel au système actuel de tectonique des plaques. De tels impacts, de plus, questionnèrent durement les formes primitives de vie terrestre, libérant probablement des niches écologiques que les organismes survivants occupèrent suite à leur évolution. Ces chocs cataclysmiques ont été contemporains de l'impact colossal qui créa la Lune, amenant à l'idée que cet évènement n'était que partie de grands impacts communs à l'époque. Ces impacts, en tout cas, ont profondément affecté la Terre: du matériau lunaire a été éjecté jusque sur notre planète et les impacts ont eu lieu à un moment où la vie avait déjà apparu. La période du grand bombardement s'est terminée vers il y a 3,8 milliards d'années, 700 millions d'années après la formation du système solaire (l'arrêt des impacts semble avoir été dû au fait que Jupiter et Saturne ont vu leurs orbites s'éloigner du Soleil, repoussant d'autant celles d'Uranus et de Neptune et, finalement, la Kuiper Belt (certains des objets de celles-ci, d'ailleurs, ont fini par même être éjectés vers l'intérieur du système solaire et ils ont participé à la "Période du Grand Bombardement"). De façon anecdotique, l'or existait avant la Terre parce qu'il avait été produit par les étoiles et il y fut apporté pendant cette Période du Grand Bombardement (les diamants, eux, n'ont été produits que plus tard par la tectonique). Jupiter et Saturne, d'une façon générale, par leur influence gravitationnelle, ont protègé des comètes -voir des astéroïdes- les planètes du système solaire interne (les deux planètes peuvent cependant également en y injectent). Tout au long de l'histoire du système solaire, Jupiter a attiré et détruit, des millions de fois sur des milliards d'années, des corps célestes de petite taille. Le fait que Jupiter ait attiré des corps de petite taille a servi de bouclier aux planètes intéieures du système solaire et a arrêté la période du Grand Bombardement: Jupiter soit a éjecté ces corps du sytème solaire soit les a envoyés vers l'intérieur. Les plus récentes vues, en 2012, pensent que les astéroïdes de cette période seraient venus de la ceinture des astéroïdes et non de plus loin alors que les comètes, elles, seraient venues des extrêmités du système solaire. Les météorites du type chondrites carbonées ont été les sources fondamentales des éléments volatiles de la Terre primitive, tels l'hydrogène et l'azote. Les missions spatiales planétaires des dernières 50 années ont révélé l'étendue du phénomène des cratères dans tout le système solaire (les impacts pendant le milliard d'années de la période du Grand Bombardement ont été au moins cent fois plus élevés qu'actuellement); aujourd'hui, chaque jour, la Terre est bombardée de plus de 100 tonnes de poussière et de particules de la taille de grains de sable; une fois par an un astéroïde de la taille d'une automobile atteint l'atmosphère, y produisant un bolide spectaculaire. Depuis 290 millions d'années, des astéroïdes de grande taille se sont écrasés sur Terre plus de deux fois plus qu'ils ne l'avaient fait au cours des 700 millions d'années précédents. On en ignore la cause; l'évolution pourrait être due à des collisions importantes, il y a plus de 300 millions d'années, dans la ceinture des astéroïdes. Des impacts tels celui qui, il y a 60 millions d'années, a détruit les dinosaures, ont eu lieu -et continuent d'avoir lieu- tous les 50 à 100 millions d'années. Toutes les planète telluriques -la Terre, la Lune, Mars, Vénus et Mercure- ont été frappées par des impacteurs qui y ont laissé des cratères de plusieurs centaines ou plusieurs milliers de kilomètres de diamètre. Ces cratères, à leur tour, ont ensuite été modifiés -ou effacés- par d'autres évènements géologiques. Des astéroïdes massifs ne frappent Mars qu'à intervalle de plusieurs millions d'années. Pour ce qui est du volcanisme, il n'y a volcanisme sur une planète que si la croûte est mince, ce qui permet au matériau du manteau de percer jusqu'à la surface. Sur la Lune, par exemple, une fois terminé le processus de différentiation, la période de lourd bombardement par des comètes et des astéroïdes a frappé la surface, créant les cratères alors que, dans d'autres régions, la croûte lunaire s'est fracturée, laissant s'échapper d'immense flots de lave qui ont créé les mers. La découverte, en juin 2008, qu'une grande zone des plaines nord de Mars -le "bassin boréal"- avait été créée par l'impact d'un objet d'un diamètre de 1900 km (1200 miles), il y a 3,9 milliards d'années, permet de comprendre que des impacts gigantesques ont contribé à la géologie des planètes à leurs débuts (un corps d'un diamètre de 1900 km est plus grand que Pluton...). La Période du Grand Bombardement fut ensuite suivie, entre il y a 3,8 et 1,8 milliards d'années, par 70 impacts d'astéroïdes géants, d'une taille égale ou supérieure à celle de l'objet qui a fait disparaître les dinosaures (soit 10 km (6 miles) de diamètre). A la même époque, 4 astéroïdes de la même taille ont également frappé la Lune. Cela va aussi dans le sens que Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune se sont bien formés sur des orbites différentes, il y a 4,5 milliards d'années puis ont migré vers leurs orbites actuelle 500 millions d'années plus tard (ce qui fut dû aux interactions gravitationnelles dans ce système solaire des origines). Cela a ainsi engendré ce qu'on appelle la Période du Grand Bombardement Tardif, chocs dans tout le système de comètes et d'astéroïdes. La portion interne de la ceinture des astéroïdes primitive a été déstabilisée et a produit ces nombreux impacts sur la Terre et la Lune. Se fondant sur une classe de météorites de type howardite, eucrite et diogénite, lesquelles sont liées à la planète mineure Vesta, on semble mieux comprendre un autre évènement de bombardement, dit le "Lunar cataclysm" ("cataclysme lunaire") il y a 4 milliards d'années lorsque le repositionnement des géantes gazeuses a déstabilisé une partie de la ceinture des astéroïdes a déclenché ce bombardement. On a découvert que les projectiles qui ont impacté la Lune avaient aussi impacté Vesta voire d'autres grands astéroïdes et que ce bombardement n'a pas seulement affecté le système solaire interne mais aussi la ceinture des astéroïdes: les orbites des objets qui ont frappé Vesta ont aussi permis à ces objets de frapper la Lune (la ceinture des astéroïdes a alors perdu une masse très importante, qui est venue frapper aussi bien les astéroïdes survivants dans la ceinture des astéroïde que la Lune). On pense qu'une autre période d'impacts, enfin, plus légère a eu lieu dans le système solaire à partir d'il y a 300 à 500 millions d'années car on voit un autre flux d'astéroïdes, d'une taille supérieure au kilomètre (supérieure à 0,6 mile) apparaître depuis il y a 100 millions d'années. Cet accroissement des risques est dû à une collision qui a eu lieu dans la ceinture des astéroïdes, située entre Mars et Jupiter, entre, là, deux astéroïdes de la ceinture. Comme c'est le cas pour de telles collisions, les astronomes ont pu repérer, par leurs orbites, tous les corps créés et ainsi remonter jusqu'aux corps d'origine. Cette famille d'astéroïdes s'appelle la "famille des Baptistines". L'astéroïde responsable de la disparition des dinosaures, il y a 70 millions d'années aussi bien que celui qui a créé le cratère Tycho, sur la Lune, font partie de cette famille. Mars et Vénus ont également reçu la visite de tels géo-croiseurs dangereux. Une autre période de fort bombardement se voit aussi à il y a 35 millions d'années. Elle a entraîné une chute abrupte des températures, pour ce qui est de la Terre, amenant la formation de la glace du continent antarctique. Les astéroïdes dits "de Sibérie" et "de la Chesapeake" ont frappé la Terre à cette époque. Certaines théories font état de ce que le système solaire, tous les 26 millions d'années, serait sujet à bombardement périodique par des comètes ou de grands astéroïdes du fait que le Soleil serait une étoile double, accompagnée d'un compagnon distant et peu lumineux qui, à intervalle, viendrait perturber la région du nuage d'Oort, en envoyant des comètes vers le système solaire intérieur. Le phénomène pourrait également être dû au fait que le système solaire, avec le Soleil, traverse, à intervalles réguliers, le plan de la Galaxie. Pour ce qui est de l'origine de l'eau et des océans sur les planètes telluriques -en particuler la Terre- il se peut que l'eau, en tant qu'élément chimique comme les autres, ait existé dès les origines. Si la théorie d'un choc colossal créant la Lune il y a 4,5 milliards d'années est juste, ce choc aurait vaporisé toute cette eau originelle. De l'eau aurait ensuite été rapportée sur Terre par des comètes et des astéroïdes. Les plus récentes études (avril 2010) montrent que, d'une part, l'eau contenue sur les comètes est un isotope différent de celui que l'on trouve sur Terre mais que, contrairement à ce que l'on pensait, les astéroïdes contiendraient, à leur surface, jusqu'à 20 à 30% d'eau (jusque là, on pensait qu'ils étaient -contrairement aux comètes- trop près du Soleil pour conserver cette eau). Des astéroïdes de la ceinture d'astéroïdes sont encore, de nos jours, dans ce cas et Cérès, le plus grand des astéroïdes, recélerait de grandes quantités de glace sous sa surface rocheuse. On est d'accord sur le fait que l'eau a dû être apportée sur Terre par ces corps de petite taille mais on ne sait pas quelle famille de ces objets en est responsable exactement (3 sont possibles: les petits corps de type astéroïde de la région de Jupiter, les comètes du nuage de Oort qui se sont formées à l'intérieur de l'orbite de Neptune ou les comètes de la ceinture de Kuiper formées au-delà de cette orbite. Fin 2014, la mission Rosetta , de l'ESA, a découvert que la vapeur d'eau de la comète qu'elle étudie est significativement différente de celle qu'on trouve sur Terre, ce qui rend plus vraisemblable, donc, que l'eau sur Terre est venue via des corps de type astéroïde se trouvant près de notre orbite (et que la Terre pourrait réellement conserver au moins une partie de cette eau originelle dans des minéraux, en général, et aux pôles). L'eau d'une planète est recyclée: l'eau des océans, ainsi, est reprise par le manteau du fait de l'activité géologique alors que de l'eau est fournie par le manteau via l'activité volcanique. Une érosion moindre des corps sans atmosphère vient des fin fonds du système solaire: l'accumulation de petites particules métalliques qui contiennent du fer vient modifier la couche de poussière de la surface, par exemple, et cette contamination avec du matériau est un processus commun, qui modifie de nombreux corps du système solaire. Des nappes phréatiques faite de glace d'eau -ou d'autres éléments- existent sur Mars, sur Triton ou sur Pluton; leur principe est similaire à celui des nappes phéatiques liquide qu'on trouve sur Terre
La troisième et dernière étape des mécanismes géologiques des planètes résulte de phénomènes plus lents: l'érosion par le vent ou l'eau, volcanisme, tectonique des plaques. Ces processus structurent lentement le relief d'une planète et en modifient la surface. Comme la Terre (il y a 2,4 milliards d'années), Vénus, Mars (il y a peut-être 3,5 milliards années), Mercure et la Lune (dès il y a 3,8 milliards d'années) ont connue d'énormes évènements éruptifs volcaniques ou "large igneous provinces" (littéralement "grandes provinces ignées" ou LIP). Mais, sans tectonique des plaques pour maintenir l'activité, ces éruptions ont fini par s'interrompre. Le mécanisme de la tectonique des plaques est dû au fait que la croûte d'une planète est fracturée en "plaques". Des "mascons", anomalies magnétiques liées à de grands impacts ayant frappé la Terre ancienne, pourraient avoir déclenché la tectonique des plaques ou créé les premiers dépôts de minerais. Des mascons pourrait aussi se trouver liés à des bassins d'impact sur Mars et Mercure, consistant en une modification des croûtes planétaire primitives. Les plaques de la tectonique se déplacent les unes par rapport aux autres, flottant sur les courants de convection du manteau. Certains plaques s'éloignent l'une de l'autre et du matériau s'y crée; certaines plaques sont en collision l'une avec l'autre et on y voit l'apparition de chaînes de montagnes. Pour Vénus, par exemple, la planète n'a pas d'océan et pas de tectonique, ce qui pourrait laisser penser que l'eau est nécessaire au processus: sans eau, l'asthénosphère de Vénus serait plus rigide et incapable de porter des plaques tectoniques; il faut cependant que la chaleur interne soit évacuée d'une façon ou d'une autre et cela pourrait se faire via du volcanisme global périodique. L'espace est un environnement rude qui peut faire que les matériaux qui lui sont soumis changent chimiquement et s'assombrissent avec le temps, y compris d'être soumis à des météorites microscopiques et aux effets du vent solaire, un plasma électrifié
Les planètes de type telluriques sont également des planètes qui ont une atmosphère et des mécanismes liés à l'eau, lesquelles interagissent avec les mécanismes décrit précédemment. C'est la phase de refroidissement qui, sur les planètes telluriques crée une atmosphère: tout ce qui est volatile et qui s'échappe de l'intérieur de la planète, les émanations rejetées par les explosions volcaniques, finissent par former des océans et une atmosphère (la chaleur et les gaz de la formation de la planète sont évacuées de l'intérieur). Quelle que soit la planète, cette atmosphère primitive est toujours composée essentiellement d'anhydride carbonique et d'une petite partie d'azote et ces atmosphères primitives ont interagi avec les matériaux de surface des planètes. La Terre, par exemple, étant dépourvue d'eau une fois formée il y a 4,5 milliards d'années, l'eau, sur les planètes telluriques, elle, est due aux mécanismes volcaniques ou elle peut être apportée, en grande quantité, par les comètes lors de la période primitive de bombardement intense. Ces atmosphères premières enclenchent toujours un effet de serre naturel: la lumière et la chaleur venant de l'étoile traversent l'atmosphère et chauffent la surface alors que la radiation infra-rouge qui en est ré-émise ne peut pas repartir en sens inverse. La façon dont cette atmosphère évolue influe sur l'évolution de la planète. Sur la Terre, par exemple, l'augmentation de la chaleur par effet de serre entraîna une plus grande évaporation de l'eau, ce qui accrut l'effet de serre mais détruisit aussi, par ailleurs, l'anhydride carbonique (les pluies générées par le processus d'évaporation entraînèrent le gaz sur la surface). Puis ce fut les premiers organismes à photosynthèse qui remplirent l'atmosphère d'oxygène. Sur d'autres planètes, l'évolution fut différente: une couverture de nuages accrue augmenta l'effet de serre, continuant d'isoler la surface de la planète. Le meilleur exemple en est Vénus où un effet de serre incontrôlé a amené les intenses températures de surface. Mars est un autre exemple: la gravité plus faible y a laissé échapper l'atmosphère; la planète est devenue plus froide et la pression atmosphérique plus faible a laissé l'eau se vaporiser. En général, une fois une atmosphère stabilisée, les processus du climat finissent par apparaître: circulation atmosphérique, nuages, cycle de l'eau, possibles océans, vents, etc.
On doit également noter que divers facteurs exclusivement astronomiques peuvent influer l'évolution d'une planète: l'inclinaison de l'axe de rotation ou la longueur de l'orbite peuvent déterminer un cycle des saisons ainsi que des modifications, cycliques, plus longues des caractéristiques de l'orbite (excentricité, variations des apsides) peuvent amener des variations climatiques de grande ampleur, tels les âges glaciaires. Les météorites, de plus, lorsque, au contraire de la Terre, l'atmosphère d'une planète n'est pas suffisante pour empêcher leur passage jusqu'à la surface, viennent frapper le sol d'une planète tout au long de son existence: on a ainsi découvert que près de 860 météorites par siècle frappent la surface de Mars, y laissant des impacts entre 2 et 150 m (7-486 pieds). Mars, de nos jours, chaque annéee reçoit plus de 200 astéroïdes ou morceaux de comète, lesquels forment des cratères d'au moins 3,9m (12,8 ft) de diamètre (ces astéroï:;des ou morceaux n'ont pas plus de 1 à 2m (3-6 ft) de diamètre. On repère les nouveaux cratères par la couleur noire laissée par l'impact. La poussière martienne, par ailleurs, a recouvert les traces de l'atterrissage d'un lander sur une durée de 10 ans. Une météorite peut se briser lors de son entrée atmosphérique et se fragmenter en deux grandes masses ainsi que plusieurs fragments plus petits, générant au moins, lors de l'impact, une vingtaine de cratères de plus petite taille. Une bonne appréciation du taux de création de cratères nouveaux sur une planète permet aux astronomes de disposer d'un bon outil de mesure pour estimer les âges des différentes parties d'une surface planétaire. Sur un siècle, 1100 impacts frappent le sol lunaire (où même de simples cailloux peuvent engendrer des cratères supérieurs au mètre (plusieurs pieds) et d'une profondeur de 50 cm (1,3 ft) -la plupart de ces nouveaux petits cratères lunaires étant habituellement de l'ordre de plusieurs mètres (plusieurs yards). Ces météorites, qui frappent les planètes sans atmosphère, y arrivent avec une vitesse de 126 000 km/h (78,000 mph)! La Lune, comme on l'a découvert en 2016, connaît un plus grand nombre d'impact de météorites de petite taille que les modèles théoriques le pensait; avant la mission LRO de la NASA, on pensait que l'évolution de la régolithe lunaire du fait des impacts prenait des millions d'années pour que la surface se réduît à 2cm (0,8 pouces) alors que les valeurs nouvelles font que les traces des missions Apollo, par exemple, auront disparu en dizaines de milliers d'années. D'une façon générale, 99% de la surface lunaire sera modifiée par les impacts de petite taille après 81000 ans (soit 100 fois plus rapidement que les modèles). Pendant le déroulement de la mission LRO de la NASA (7 ans), l'équipe a identifié plus de 200 cratères d'impact de taille variant de 3 à 43m (10 à 140ft) de diamètre et plus de 47000 petits changements de surface (appelés "taches", en anglais "splotches") ont probablement été causés par de petits impacts, certains d'entre eux secondaires
L'un des buts des astronomes est de parvenir à une vue globale de l'évolution des quatre planètes telluriques du système solaire (Mercure, Vénus, la Terre et Mars) de façon à perfectionner notre compréhension de quels mécanismes sont à l'oeuvre lors de la formation et de l'évolution d'une planète. Les quatre planètes telluriques, ainsi, ont eu une formation semblable, selon les mêmes processus, mais elles ont fini par devenir différentes; les scientifiques s'efforceront donc de comprendre quels sont les facteurs qui ont eu le plus d'influence sur cette évolution différente. La Terre, Vénus et Mars sont maintenant bien connues. La mission MESSENGER, de la NASA, qui atteindra Mercure en 2008-2011, complètera cette vue que nous avons des quatre premières planètes du système solaire. Une telle mission, par exemple, permettra de reépondre à la question de savoir pourquoi Mercure est devenue une planète essentiellement ferreuse, avec une croûte contenant peu de roches alors qu'elle s'est formée dans le même milieu que la Terre, Mars ou Vénus. Cela est-il dû au fait que plus d'éléments ferreux se trouvaient, dans le disque proto-planétaire, près du Soleil, à la chaleur extrême de l'endroit, voire à un impact géant?
. vers un tableau des 4 planètes telluriques du système solaire, avec des vues en coupe de leur géologie
Les géantes gazeusesDes collisions furent vraisemblablement communes aux débuts du système solaire, des embryons de planètes entrant en collision, par exemple, avec les géantes gazeuses en formation telles Jupiter et Saturne et entraînant des conséquences sur l'allurage structurel de celles-ci. Du fait de leur formation et de leur composition -un coeur solide sur lequel sont venus d'agglomérer des couches de gaz- les planètes géantes gazeuses sont essentiellement des corps de gaz. Comme elles n'ont pas de surface solide, leur histoire géologique est nécessairement réduite au minimum et il serait très possible que ces planètes n'aient pas connu d'évolution réelle depuis que leur coeur s'est formé, s'est différencié puis aggloméra le gaz... Des études récentes pour expliquer pourquoi une exo-planète de la taille de Jupiter est beaucoup plus lourde que celui-ci a fait réapparaître une théorie selon laquelle le coeur des géantes gazeuses telles Jupiter ne serait pas, en fait, un coeur de roche solide, mais qu'il serait liquiéfié et qu'il se mélangerait au reste des couches de gaz. Aussi l'intérieur des géantes gazeuses serait un mélange turbulent d'éléments sans frontières nettes. Cela mènerait aussi à ce que les éléments les plus lourds se diffuseraient dans la planète et atteindraient même les couches supérieures. Des parties liquéfiées du coeur pourraient avoir des problèmes pour atteindre l'enveloppe extérieure cependant du fait d'un phénomène appelé "double convection diffusive"; ces éléments lourds ne pourraient pas acquérir suffisamment d'énergie pour se déplacer vers le haut. Une théorie alternative serait qu'une collision entre deux géantes gazeuses pourrait aussi produire de telles conséquences
Les couches de gaz des géantes gazeuses sont essentiellement composées d'hélium et d'hydrogène. La principale différence entre les quatres géantes gazeuses du système solaire (Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune) est que Jupiter et Saturne, d'une part, ont un coeur de glace, roches et fer, avec le gaz se répartissant entre une enveloppe interne (hydrogème métallique liquide) et externe (hydgrogène moléculaire liquide) alors qu'Uranus et Neptune, eux, ont des coeurs seulement composés de roches avec leurs couches de gaz se répartissant entre un manteau de glace de gaz et une enveloppe d'hydrogène moléculaire liquide. Jupiter et Saturne, comme Uranus et Neptune, par ailleurs, ont en commun d'avoir, au-delà de leurs couches de gaz, une couche externe gazeuse atmosphérique et que leurs coeurs sont différenciés. De façon intéressante, on sait que les géantes gazeuses du système solaire émettent plus d'énergie qu'elles n'en reçoivent du Soleil. De faibles traces d'éléments autres que l'hélium et l'hydrogène se trouvent dans les couches de gaz de ces planètes, ainsi du méthane, de l'ammoniaque ou de l'eau, mais la plupart de ces éléments se trouvent en liaison avec l'hydrogène et forment des molécules. Alors que la source de l'eau présente dans les couches basses de l'atmosphère des géantes gazeuses peut s'expliquer par des mécanismes internes, sa présence dans les hautes couches pose question du fait que celles-ci sont pauvres en oxygène. Pour Jupiter, par exemple, on a découvert que l'apport d'eau venait de la collision de la comète Shoemaker-Levy en 1994. On a également étudié d'autres possibilités: des anneaux de glace dans le passé, les satellites de glace ou des particules de poussière interplanétaire
Beaucoup des caractéristiques des géantes gazeuses pourraient se relier au fait qu'elles sont entourées de grands systèmes de satellites, dont les tailles s'étagent de la taille d'une planète à celle de simples rochers, avec des reliefs et, eux-mêmes, des caractéristiques variées. Toutes les planètes gazeuses géantes ont des anneaux dans leur plan équatorial. Les géantes gazeuses sont des mondes froids (vers -147°C --147°F) et leur atmosphère subit de grands systèmes météorologiques, avec des vents Est-Ouest ou de grandes tempˆtes, de grande taille et persistantes. Les planètes géantes ont des rotations différentiées (la planète tourne sur elle-même plus vite à l'équateur qu'aux latitudes plus élevées) ce qui leur donne un aplatissement des pôles
. vers un tableau de vues en coupe des géantes gazeuses (avec leurs satellites)
