La formation du Système solaire et des planètes n'est pas simplement une question de physique mais aussi de chimie. Des chercheurs viennent de montrer que des mécanismes dans le disque protoplanétaire il y a plus de 4,5 milliards d'années concentraient certains matériaux réfractaires dans des régions de températures bien déterminées, ce qui aide à comprendre l'origine des différences de composition entre les planètes rocheuses comme la Terre et Mercure.

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La cosmogonie du Système solaireSystème solaire, et plus généralement des exoplanètesexoplanètes, est fascinante. Ce n'est pas seulement une question de mécanique céleste prolongeant les travaux de Lagrange et Laplace mais aussi de théorie cinétique des gazgaz, d'hydrodynamique -- comme l'a montré Viktor Safronov -- et aussi d'électrodynamique cosmique pour reprendre les termes du prix Nobel de physiquephysique Hannes Alfvén.

En effet, avant même la formation des planétésimaux d'une dizaine de kilomètres de diamètre dans le disque protoplanétairedisque protoplanétaire où naîtront des planètes comme la TerreTerre et JupiterJupiter, et qui vont entrer en collision pour former par accrétionaccrétion des embryonsembryons de planètes, une partie de ce disque de gaz contenant environ 1 % de poussière va s'échauffer au point de devenir un plasmaplasma et de vaporiser ces poussières alors que le SoleilSoleil n'était encore qu'une proto-étoileproto-étoile.

Clairement, la chimiechimie va alors entrer en jeu comme l'avait bien compris un autre prix Nobel, Harold Urey, à qui l'on doit notamment d'importants développements en cosmochimie (on lui doit d'ailleurs ce nom) pour comprendre l'origine des planètes via l'étude des météoritesmétéorites. Les héritiers de ces chercheurs continuent aujourd'hui à déchiffrer les arcanes de la formation des planètes du Système solaire et, depuis quelques dizaines d'années, celles des exoplanètes qui nous permettent d'ailleurs de remonter, en quelque sorte, dans le temps en direct comme le prouve l'exemple des études portant sur le disque de bêta Pictoris.


« La géochimie et la cosmochimie, c'est l'étude des éléments chimiques pour comprendre l'histoire de la Terre et des planètes... » Entretiens avec Manuel Moreira, professeur à l'Université Paris Diderot, et des membres de son équipe à l'IPGP. © Chaîne IPGP

Un gradient chimique dans le disque protoplanétaire

Un des sujets de réflexion porteporte sur l'existence d'un gradientgradient chimique naturel dans le disque protoplanétaire qui s'est formé chaud avant de refroidir. Mais, même avant cela, les températures étaient bien évidemment plus chaudes, proches du Soleil, de sorte que des glaces d'eau et carboniques ne se sont formées et ne pouvaient exister que loin du Soleil. Inversement, les minérauxminéraux les plus réfractairesréfractaires, et donc les plus résistants à de hautes températures, ne pouvaient se condenser que proches du Soleil. On pouvait donc s'attendre à des différences de composition observées avec les planètes, c'est-à-dire des géantes de gaz et de glace au-delà de ce que l'on appelle la ligne des glaces ou des neiges, donc la limite au-delà de laquelle on est suffisamment loin du Soleil pour avoir des glaces, et des planètes rocheusesplanètes rocheuses plus près de notre étoile.

En fait, les choses ne sont pas si simples. Le disque protoplanétaire était turbulent et des processus de mélange et d'advectionadvection sont entrés en jeu, brassant la matièrematière du disque. On en a un nouvel exemple avec une publication dans The Astrophysical Journal, d'un article disponible sur arXiv et écrit notamment par des chercheurs du Laboratoire d'AstrophysiqueAstrophysique de Marseille : le LAMLAM.

Ces cosmogonistes ont montré qu'il devait y avoir des cousines de la ligne des glaces, appelées tout naturellement des lignes de roches, ou « rocklines » en anglais. Ces lignes définissent en fait des régions où certains minéraux se condensant à certaines températures vont s'accumuler. Les résultats obtenus ont plusieurs implications.

Tout d'abord, le modèle développé reproduit bien les compositions des météorites du type des chondriteschondrites, qui contiennent des chondreschondres, des sortes des sphérules cosmiques et dont l'exemple le plus connu est sans doute la météorite d'Allende.


Des météorites nous éclairent sur les tout débuts du Système solaire. © Chaîne IPGP

Des lignes de roches qui concentrent certains minéraux

Les chercheurs éclairent surtout d'un jour nouveau la composition de MercureMercure. Son étude via la mission MessengerMessenger (à laquelle va succéder la mission BepiColombo) avait permis de mieux connaître les mouvementsmouvements de rotation de Mercure sur elle-même, mouvements qui s'accompagnent de variations de son axe de rotation comme on en connaît aussi sur Terre. Or, ces mouvements dépendent de ce que l'on appelle le moment d'inertieinertie d'une planète, c'est-à-dire sa distribution de densité de massemasse. On s'est donc aperçu que Mercure possédait vraiment un noyau de ferfer et de nickelnickel très important avec un manteaumanteau qui l'est beaucoup moins

En fait, on avait des indications de cela dès la mission de la sonde Mariner 10Mariner 10 en 1974 et 1975. Les planétologues de l'époque avaient pu constater que, d'une part, Mercure devait posséder un important noyau ferreux occupant les trois quarts de la planète et que, d'autre part, un champ magnétiquechamp magnétique semblable à celui de la Terre, mais cent fois plus faible, était généré par la petite planètepetite planète.

Le fait que Mercure soit plus riche en éléments lourds et réfractaires que la Terre n'est pas en soi une surprise. C'est ce que prédisent les modèles de formation du Système solaire faisant intervenir un gradient chimique contrôlé par la température décroissante au fur et à mesure que l'on s'éloigne du Soleil. Malgré tout, un tel noyau ferreux laissait penser que, comme pour le cas de la Terre, il s'était sans doute produit une collision avec une petite planète, ajoutant son propre noyau ferreux à celui de la jeune Mercure et éjectant au loin une bonne partie des manteaux des deux corps célestes.

Une illustration des rocklines montrant des pics dans les accumulations de certains matériaux réfractaires en fonction de la distance au jeune soleil et des températures locales au moment de la formation des planètes. © Artyom Aguichine, Olivier Mousis, Bertrand Devouard, Thomas Ronnet 
Une illustration des rocklines montrant des pics dans les accumulations de certains matériaux réfractaires en fonction de la distance au jeune soleil et des températures locales au moment de la formation des planètes. © Artyom Aguichine, Olivier Mousis, Bertrand Devouard, Thomas Ronnet 

Mais les mesures récentes du moment d'inertie de Mercure effectuées par la sonde Messenger suggèrent maintenant que celle-ci est beaucoup plus riche en fer (83 %), ce qui était difficile à reproduire avec les simulations numériquessimulations numériques de la formation des planètes rocheuses, en particulier donc de Mercure qui pouvait apparaître comme une exception peu probable. Toutefois, l'existence des rocklines établies par les chercheurs du LAM et leurs collègues montrent aujourd'hui que les lignes de condensationcondensation du fer et de ses alliagesalliages se trouvent proches de la zone de formation de Mercure et donc que des matériaux suffisamment riches en fer devaient s'y concentrer avant de s'accréter pour former la planète.

Cela tombe bien, les milliers d'exoplanètes découvertes à ce jour, dont certaines formant des systèmes planétaires, semblaient bien montrer que des planètes de type Mercure se forment fréquemment et on comprend donc maintenant que, à cet égard, notre Système solaire ne serait pas une exception et qu'il y a un mécanisme assez général qui doit produire des Mercure dans les systèmes planétaire