Maryvonne GÉRIN

Directrice de recherche CNRS au Laboratoire d'études du rayonnement et de la matière en astrophysique de l'Observatoire de Paris, de l'École normale supérieure et de l'université Pierre-et-Marie-Curie.

Dominique BOCKELÉE-MORVAN

Directrice de recherche CNRS au Laboratoire d'études spatiales et d'instrumentation en astrophysique de l'Observatoire de Paris.

L'eau dans l'Univers

L'eau joue un rôle clé dans la formation des étoiles et des systèmes planétaires, ce qui explique l'intérêt que lui portent les astrophysiciens. À l'échelle de l'Univers, elle est abondante, mais sa forme liquide, telle que nous la connaissons sur Terre, et qui est indispensable à la vie, reste un phénomène exceptionnel.

L'eau est un constituant familier de notre planète. Présente sous ses différentes formes, liquide dans les océans, les rivières et les lacs, à l'état de vapeur dans l'atmosphère et gelée sous forme de glaciers et de calottes polaires, l'eau est indispensable pour toutes les formes de vie sur Terre. Le magma terrestre contient également une petite fraction d'eau, de l'ordre de quelques pour-cent en masse, mais qui joue un rôle important pour sa viscosité. Mis à part sa présence sur la Terre, on rencontre beaucoup d'eau dans l'Univers mais la forme liquide y est très rare.

Outre l'exploration directe du Système solaire, les connaissances des astronomes proviennent de l'observation à distance par des télescopes toujours plus puissants, au sol et, depuis quelques dizaines d'années, dans l'espace. L'analyse du rayonnement en provenance des objets célestes est le meilleur moyen d'obtenir des informations sur la composition des gaz et des solides, leur mouvement par rapport à l'observateur, et bien d'autres paramètres physiques et chimiques. Comme la vapeur d'eau est présente en quantité substantielle dans l'atmosphère terrestre, sa détection dans les objets célestes est délicate depuis la surface terrestre. Pour parvenir à l'étudier, il faut se placer sur les sites où l'atmosphère est la plus sèche possible, en haute altitude par exemple, choisir soigneusement les gammes de fréquence, ou construire des satellites. La vapeur d'eau a été observée pour la première fois hors du Système solaire en 1969, peu après sa détection dans les atmosphères des planètes Mars et Vénus en 1963 et 1964.

L'essentiel des connaissances sur l'eau provient d'observations réalisées par des satellites et des sondes spatiales parcourant le Système solaire et, plus particulièrement, des missions cryogéniques de l'Agence spatiale européenne Infrared Space Observatory (ISO), opérationnelle de 1995 à 1998, puis Herschel (2009-2013), et celles de la Nasa Submillimeter Wave Astronomy Satellite (Swas) et surtout Spitzer (2003-2009). Aujourd'hui, on sait que l'eau sous ses formes vapeur et glace est largement présente dans l'Univers, depuis le Système solaire et les nébuleuses de notre galaxie jusqu'aux galaxies les plus lointaines. On sait aussi que l'eau joue un rôle clé dans l'évolution physique et chimique de ces objets célestes, notamment par les échanges entre les phases gazeuse (vapeur) et solide (glace).

D'où vient l'eau ?

Les conditions de température et de pression des objets et milieux célestes sont très variables, mais la règle générale qui prévaut est celle d'une très grande différence avec les conditions qui existent sur Terre, avec des densités très faibles, proches des meilleurs vides obtenus en laboratoire, et des températures très diverses, des plus froides (quelques degrés au-dessus du zéro absolu) aux très chaudes approchant les milliers de degrés. La composition de la matière elle-même est très différente : l'hydrogène en est le constituant majoritaire, les autres éléments chimiques ne sont présents qu'à l'état de trace, avec une fraction en volume de l'ordre de quelques centaines de parties par million (ppm) pour le carbone, l'azote et l'oxygène. Les particules solides, ou poussières interstellaires, constituées de silicates ou de matériau carboné, sont de très petite taille mais servent de réacteurs chimiques grâce au phénomène de condensation des gaz à leur surface qui forme un « manteau » de glaces.

Aujourd'hui, on pense que la formation de la vapeur d'eau dans le milieu interstellaire procède par deux voies complémentaires : des réactions chimiques en phase gazeuse, et l'association d'un atome d'oxygène avec deux atomes d'hydrogène sur les poussières suivie de l'éjection de la molécule d'eau nouvellement formée. Dans les régions les plus froides, la condensation devient le principal phénomène et les poussières se couvrent de manteaux glacés, où la glace d'eau est mélangée avec de la glace carbonique et d'autres constituants minoritaires comme le monoxyde de carbone, l'alcool méthylique, le méthane. Dans les régions chaudes, la glace s'évapore et l'eau retourne ainsi à la phase gazeuse.

Avec l'accroissement de température, d'autres voies de formation s'ouvrent, notamment dans les régions de chocs, où la forte compression de la matière entraîne un échauffement propice à la réactivité chimique. Le rapport entre glace et vapeur est donc un marqueur important des conditions du milieu. On remarque que les échanges entre vapeur et glace s'effectuent directement sans passer par l'eau liquide. La présence d'eau liquide nécessite des conditions très particulières de température et de pression qui ne se trouvent presque jamais réunies dans l'Univers et ne le sont que sur certaines planètes.

Un rôle primordial pour la formation des étoiles

Dans des milieux ténus comme les nuages interstellaires, la présence de molécules est essentielle : en effet, les molécules - et notamment la vapeur d'eau - sont les principaux vecteurs du refroidissement du gaz et permettent donc sa contraction progressive pour donner naissance aux nouvelles étoiles. Selon le paradigme actuel, la formation d'une étoile comme le Soleil résulte de l'effondrement gravitationnel d'une région plus dense que la moyenne. Du fait de la rotation de la matière et de la présence d'un champ magnétique, l'effondrement s'effectue le long d'une direction privilégiée et conduit à la formation d'un disque en rotation autour de l'embryon d'étoile et de deux jets de matière le long de l'axe de rotation. La protoétoile se nourrit d'une partie de la matière de ce disque pour atteindre sa masse finale après quelques millions d'années. C'est dans ce disque, dit protoplanétaire, que se forment peu à peu les planètes, comètes et astéroïdes. L'eau joue un rôle primordial dans cette évolution : la vapeur d'eau est formée très efficacement dans les chocs associés aux phénomènes d'accrétion et d'éjection. Les observations spectroscopiques de l'émission de la vapeur d'eau nous renseignent donc sur la dynamique de ces phénomènes violents. L'association étroite entre formation stellaire et émission de vapeur d'eau se retrouve à l'échelle d'une galaxie toute entière. La vapeur d'eau devient alors un moyen de mesure de l'activité de formation stellaire dans les objets trop lointains pour pouvoir en compter les étoiles individuellement.

Dans les disques protoplanétaires, les régions d'eau chaude et d'eau froide sont séparées spatialement par la ligne des glaces : tandis que l'eau chaude, détectée par exemple par le satellite Spitzer, est présente dans la région proche de la jeune étoile et fortement irradiée, on trouve de l'eau très froide et majoritairement glacée dans les régions les plus externes, protégées du rayonnement. La présence de glaces dans ces régions favorise la croissance des particules, un point essentiel pour la formation des planètes. Pour atteindre la dimension des corps macroscopiques du Système solaire, de l'ordre de la centaine de mètres ou plus, à partir de poussières interstellaires avoisinant un micron (1 micromètre), il faut faire croître celles-ci d'un facteur cent millions ! Les glaces facilitent la coagulation des poussières et conservent les molécules piégées lors de l'évolution de la matière interstellaire et de la phase d'effondrement gravitationnel, transmettant ainsi l'héritage interstellaire au nouveau système planétaire.

L'eau dans le Système solaire

L'eau est présente un peu partout dans le Système solaire. On la trouve sous forme condensée dans les comètes et certains astéroïdes carbonés. De taille kilométrique pour les premières, et jusqu'à plusieurs centaines de kilomètres pour les seconds, ces petits corps sont les vestiges des planétésimaux dont l'agglomération a conduit à la formation des planètes. Formés et orbitant au-delà de la ligne des glaces, ils ont pu piéger et conserver l'eau primordiale qui constituait le Système solaire primitif, une eau en grande partie héritée du milieu interstellaire. Cette eau est observée sous forme de glace à leur surface ou se manifeste indirectement par la présence de matériaux hydratés. Ainsi les argiles présentes dans certaines classes de météorites peuvent-elles contenir jusqu'à 20 % de leur poids en eau. L'eau est le principal constituant des comètes et est la plupart du temps détectée sous forme de vapeur dans leur atmosphère, qui se développe quand elles s'approchent du Soleil.

Les planètes gazeuses (Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune) se sont formées en captant par gravité autour de leur noyau les gaz du disque protoplanétaire primitif, essentiellement de l'hydrogène et de l'hélium. On pense que leurs noyaux sont constitués au moins pour moitié de glaces sous haute pression, le reste étant un mélange de fer et de silicates. En revanche, la vapeur d'eau n'est présente qu'à l'état de traces dans leurs atmosphères et provient en partie de la chute de comètes. La glace d'eau est également présente à la surface des lunes glacées des planètes gazeuses : Europe, Ganymède et Callisto autour de Jupiter, Encelade et Titan autour de Saturne. Dès 1979, les images de la sonde Voyager ont montré que la surface d'Europe est recouverte d'un réseau de craquelures s'entrecroisant en un écheveau complexe et chaotique, ce qui suggère la présence d'un milieu fluide sous la surface. La sonde Huygens de la mission Cassini a exploré l'atmosphère et la surface de Titan en 2005 et révélé un sol composé de roches et d'eau gelée, agrémenté d'un réseau de rivières et de lacs d'hydrocarbures alimentés par des précipitations atmosphériques.

Si les objets peuplant les régions extérieures du Système solaire sont riches en eau, il en va tout autrement pour les planètes telluriques et une grande partie des astéroïdes de la ceinture principale qui se sont formés dans des régions du Système solaire primitif, où les conditions de température n'étaient pas favorables à la présence d'eau en grande quantité. La masse totale des océans ne représente que 0,01 % de celle de la Terre. Dans le cas de Mars, il est fort possible que rivières, lacs, et océans aient couvert la planète au tout début de son histoire, il y a 3,8 milliards d'années, comme l'atteste l'existence de vallées ramifiées et d'une ligne de dichotomie d'altitude remarquablement constante s'apparentant à une ligne de rivage. L'eau n'est maintenant présente que sous forme de traces dans l'atmosphère de Mars et sur les calottes polaires martiennes, et elle circule du nord au sud au gré des saisons. Quant à Vénus, la teneur en eau de son atmosphère est si faible que, si toute cette eau était condensée à sa surface, elle formerait une couche de 3 ou 4 cm d'épaisseur. Mais les températures extrêmes rencontrées à la surface de cette planète (450 °C) ne permettent pas la présence d'eau liquide.

L'origine de l'eau sur Terre

Aujourd'hui encore, les scientifiques ne sont pas unanimes quant à l'origine de l'eau sur Terre, principalement présente actuellement dans ses océans. Durant le stade final d'assemblage de la planète Terre à partir d'embryons planétaires de la taille de la Lune, l'énergie libérée par les impacts a conduit à la fusion des matériaux et à la formation d'un océan magmatique composé essentiellement de métaux. Une bonne partie des éléments volatils contenus dans les roches silicatées ont été relâchés lors de la fusion, conduisant à la formation d'une atmosphère primitive très différente de l'atmosphère actuelle. Pour certains scientifiques, l'eau de la Terre provient de ces roches, qui auraient été riches en eau. L'intense volcanisme qu'a connu la Terre à ses débuts a ensuite alimenté l'atmosphère en vapeur d'eau provenant des roches du manteau. Puis l'atmosphère s'est refroidie, entraînant la condensation de l'eau. Pendant des millions d'années, un déluge de pluies torrentielles s'est abattu sur la Terre, conduisant à la formation des océans.

Actuellement, l'hypothèse privilégiée pour expliquer l'arrivée de l'eau sur Terre est une origine exogène. L'eau aurait été apportée par un bombardement d'astéroïdes à la fin de l'accrétion de la Terre ou après celle-ci. Ce bombardement aurait été provoqué par la migration des planètes gazeuses qui, sur leur chemin, auraient croisé et fortement perturbé les orbites des petits corps orbitant autour du Soleil. Les planètes gazeuses ont connu deux épisodes migratoires. Le premier, dénommé Grand Tack, s'est déroulé quelque vingt millions d'années après la formation du Système solaire et est contemporain de l'ère de la formation de Mars et de la Terre. Le second a eu lieu environ sept cent millions d'années après et est responsable des grands bassins d'impact observés sur la Lune - il s'agit du Grand Bombardement tardif, avéré grâce à la datation des roches lunaires collectées par les missions Apollo.

Eau et habitabilité

Le domaine où l'eau peut exister sous forme liquide dans le Système solaire est extrêmement réduit, et se situe grossièrement entre les orbites de la Terre et de Mars. Cette zone très particulière, que l'on appelle souvent la « zone habitable », varie en taille et position selon la nature de l'étoile. De plus, l'effet de l'atmosphère sur la température et la pression de surface des planètes affecte leur habitabilité. À ce jour, un peu plus de 2 000 exoplanètes ont été découvertes. Du fait de biais observationnels, la plupart sont des géantes gazeuses, dites « Jupiters chauds », qui orbitent à quelques rayons stellaires de leur étoile. L'eau que l'on observe sous forme de vapeur sur ces planètes est souvent cachée sous une épaisse couche de nuages de poussières. La recherche de l'eau autour de planètes analogues à la Terre est un objectif important des prochaines décennies, rendu réalisable grâce à la prochaine mise en service de télescopes de trente mètres ou plus et au lancement du télescope spatial James-Webb, qui succédera au télescope Hubble.

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