Mars
3 - Naissance

   Pour connaître l'histoire de la naissance de la planète Mars est liée à la formation du Système solaire et de ses planètes telluriques. La connaissance de certaines météorites, les chondrites, a permis de faire progresser notre connaissance, sur ce qui s'est passé avant sa naissance.


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DEBUT

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  1. Naissance du Système solaire

Specimen de la météorite  Allende
  Les chercheurs ont analysé, sur la météorite Allende,
des inclusions riches en calcium - aluminium (CAls), la zone circulaire au centre et des chondrules, la petite zone circulaire à gauche 

http://www.llnl.gov/pao/news/news_releases/
2005/images/Allende_Stone309x293s.jpg

     Un nuage de poussières et de gaz, issu des cendres d'étoiles qui en explosant, expulsèrent des quantités gigantesques d'éléments lourds, a pris naissance entre 5 et 8 milliards d'années. Cette nébuleuse primitive, (nuage donnant naissance au Soleil et à son système) dense erra pendant des millions d'années avant la naissance du Système solaire. La cause la plus probable de cette naissance serait la contraction provoquée par l'explosion d'une étoile (supernova) à proximité du nuage ou bien son passage  dans un des bras de la Galaxie. La contraction aurait provoqué la naissance d'un amas d'un diamètre estimé à une dizaine d'al, constitué de quelques centaines d'étoiles dont des étoiles massives à courte durée de vie. Ainsi, le Soleil a eu des soeurs que la force de gravitation a dispersées en quelques 250 millions d'années (1 tour de la Voie Lactée). Le Système solaire, dont le diamètre ne dépasse pas 1 al, est né il y a 4,565 milliards d'années (à 0,02% en 1998). Le Soleil représente 99,867 % du Système solaire, c'est-à-dire que l'ensemble de toutes les planètes, astéroïdes et comètes ne représente que le 1/1000 du Soleil. Par analogie, cet ensemble ne représente qu'un dé à coudre par rapport à 1 litre d' eau.
Les chondres ou chondrules sont des objets petits et rugueux qui sont présents dans les chondrites.

http://www.answers.com/main/content/wp/en/0/02/
Chondrules_Bjurboele.jpg
    Les chondres ou chondrules sont des objets petits et rugueux trouvés dans les météorites primitives appelées chondrites. Ce petit granulé, d'origine extraterrestre, est enfoui à l'intérieur de certaines météorites. La plupart des chondres mesurent entre 0,5 mm et 2 mm et sont composés de pyroxène et d'olivine avec de petites quantités de verre et de ferro-nickel (Fe-Ni). Aucune roche terrestre ne présente ces structures. La forme de ces grains indiquent que ce sont des gouttelettes fondues flottant librement dans une nébuleuse, avant d'être incorporées dans les planètes en formation.

 

   La teneur en oxygène et en magnésium de certains objets, les plus anciens dans l'Univers, donnent des indices sur la durée de vie de la nébuleuse qui les a vus naître et sur la masse des poussières et des gaz qu'elle a contenu. Les scientifiques pensaient que la durée de vie du nuage se situait entre 1 à 10 millions d'années, mais de nouvelles recherches ont ramené cette période à 2 millions d'années. C'est  en analysant les principaux constituants d'une chondrite carbonée, la météorite d'Allende tombée le 8 février 1969 à Pueblito de Allende au Mexique, que le physicien Ian Hutcheon et ses collègues de l'Université d'Hawaï à Manoa, ainsi que du Tokyo Institut of Technology et de la Smithsonian Institution, se sont aperçus qu'en mesurant l'écart entre l'âge d'un premier groupe, des inclusions riches en calcium-aluminium (CAls), naît au début de la formation de la nébuleuse solaire et l'âge d'un autre groupe, des chondres ou chondrules, naît à la fin de vie de cette nébuleuse, ils trouvèrent 2 millions d'années. Ces chondres sont constitués d'agrégats sphériques d'olivine et /ou de pyroxène, minéraux riches en fer et magnésium. Les silicates, le fer et le magnésium représentent plus de 90% des constituants des météorites pierreuses (chondrites). Un chondre peut fondre, tandis que le reste de la météorite peut rester plus ou moins solide. Et enfin, les chondres ne se trouvent pas dans les roches terrestres.

 

 

Les couples Mn Cr et Al Mg sont les horloges du très jeune univers.

  http://www.mpch-mainz.mpg.de/~kosmo/members/lugmair/image/fig5
Les couples Mn Cr et Al Mg sont les horloges du très jeune univers. Le rapport du couple AI Mg  est corroboré au couple  Mn Cr pour estimer l'âge du Système solaire à 4,571 milliards d'années. Cet âge est estimé à partir des inclusions incorporées à la formation de certaines météorites. Au cours d'une période estimée à environ 2 millions d'années la plupart des chondres primaires étaient formés sur et autour des petits planétésimaux, qui fondaient par la désintégration de l'aluminium radioactif AI26

  Les CAls contiennent de nombreux oxydes d'aluminium et de calcium, alors que les chondres sont plus riches en  oxydes de fer, de magnésium et de silicium. Ils se sont formés dans un environnement riche en oxygène et sont âgés de 4,567 milliards d'années, alors que les chondres étaient formés dans un cadre riche en oxygène tout comme sur Terre et âgés de 4,565 milliards années, ou  moins. C'est au cours de ces 2 millions d'années, que l'oxygène de la nébuleuse solaire se changea en isotope. Un isotope est un atome dont le nombre de neutrons du noyau change. Ainsi l'isotope devient plus lourd ou plus léger, tandis que le nombre de protons et d'électrons ne changent pas.

   Les CAls se sont enrichis en O16, à raison 4% de plus que le niveau trouvé sur Terre. Cet enrichissement en O16 est une signature indélébile des objets les plus anciens de Système solaire, comme les CAIs. CAIs et chondres sont des des objets des dizaines de millions d'années plus âgés, que ceux d'aujourd'hui, présents dans le Système solaire, tel que les planètes, formées il y a environ 4,5 milliards d'années.

  Ce résultat fut communiqué dans l'édition du 21 avril 2005 de Nature.

Source originale: LLNL News Release  

  1. Vers le Soleil et les planètes


   Selon des recherches récentes, une étoile massive aurait donné naissance à un nuage géant de gaz et de poussières. L'intense rayonnement ultraviolet, de l'étoile, a créé une bulle de gaz chaud qui se dilata dans l'espace. L'onde de choc devant la bulle a comprimé le gaz environnant, déclenchant la formation du Soleil et d'autres étoiles.
Hubble a vu dans M42 (Orion) des disques protoplanétaires
Hubble a vu dans M42 (Orion) des disques protoplanétaires ou "proplyds" (proto-planetary disk sources) qui peuvent évoluer en planétésimaux. Les proplyds les plus brillants sont les plus proches des étoiles chaudes de l'amas, tandis que les plus sombres en sont les plus éloignés. Le champ de cette image représente 0,14 année-lumière, soit 200 fois l'orbite de Pluton.
http://hubblesite.org/newscenter/archive/graphics/img-full-tiff.gif

  En 100 000 ans, le nuage  restant a été soufflé  par la bulle de gaz chaud en progression. La totalité du Système solaire, à peine en construction, fut alors exposé au rayonnement UV intense de l'étoile massive voisine. A ce moment, le Soleil était un globule gazeux en train de s'évaporer ou EGG (evaporating gaseous globule). 

  Dans les nébuleuses Trifide, de l'Aigle ou d'Orion le télescope spatial Hubble a permis de voir le processus d'évolution du nuage protoplanètaire ou proplyds (proto planetary disk sources) vers la création de l'étoile.

   En moins de 10 000 ans, le globule autour du Soleil s'évapore en laissant derrière lui une très jeune étoile et le restant du nuage forme alors un disque plat de gaz et de poussières qui formera par la suite les planètes, astéroïdes et comètes.

    Ensuite le rayonnement UV de l'étoile massive, située à proximité,  commence à évaporer le proplyds solaire. Il faudra à nouveau 10 000 années, pour éroder le disque. La taille réduite correspond à notre Système solaire actuel. La matière en surplus dans le disque est parvenue à résister à l'impact des UV. Les planètes, astéroïdes et comètes sont nées et représentent un peu plus du millième du Soleil.

  1. Planètes telluriques, planètes gazeuses

  Dans un premier temps, les rayons ultraviolets atteignent seulement les couches extérieures du disque protoplanétaire. L'intérieur reste opaque à tout rayonnement stellaire. Les grains commencent à se développer dans cette phase et se regroupent pour former des petits corps appelés des planétésimaux. Certains ne formeront pas des planètes et resteront dans le système pour former des chondrites carbonées.

   Mais le temps de formation  des systèmes planétaires est compté. À un certain moment l'étoile commence à affecter le disque. Le rayonnement (infrarouge, ultraviolet et X) de l'étoile éloigne tout d'abord les gaz et ensuite les grains de poussière. Le rayonnement peut aussi modifier la composition chimique du disque. Si le disque s'éclaircissait avant que les planètes aient le temps de se former, les systèmes planétaires comme notre propre Système solaire seraient rares.

   La compréhension de ces systèmes peut nous aider à expliquer la structure de notre système avec des planètes rocheuses dans la partie interne et gazeuses à l'extérieur. Pour décrire le processus, les chercheurs ont utilisé une technique appelée la chromatographie. Mettez de l'encre noire au centre d'un morceau de papier filtre (un
filtre à café suffira). Versez goutte à goutte de l'eau sur l'encre. Tandis que l'eau s'étend, elle sépare les différents colorants contenus dans l'encre. Les plus petites particules du colorant s'éloignent et les plus grandes restent proches du centre .

   De manière identique, le rayonnement de l'étoile centrale éloigne la matière plus légère du disque protoplanétaire. Les particules plus légères et les gaz sont expulsés vers l'extérieur, tandis que les poussières plus lourdes restent concentrées près de l'étoile.

    Dans notre système, la partie interne  jusqu'à environ 4 UA était trop chaude pour que la glace puisse se former. Les gaz ont été soufflés vers l'extérieur tandis que des particules rocheuses restaient dans le système intérieur. La gravité a alors attiré ces débris qui se regroupèrent pour former les premiers planétésimaux et par la suite les planètes avant que le rayonnement intense du jeune soleil n'expulse le reste.

   Les glaces, au-delà de 4 UA, contiennent de grandes quantités de gaz  incorporés avec la roche des planétésimaux. En-deçà de 4 UA, les planètes telluriques sont seulement formées de matériaux rocheux (qui représentent une toute petite partie de toute la masse disponible, car la majeure partie est constituée d'hydrogène, d'hélium, de carbone, d'oxygène et d'azote).  Au-delà de 4 UA, une grande quantité de carbone, d'hydrogène et oxygène est incorporé aux roches sous forme de glace. Il y avait donc beaucoup plus de matière pour fabriquer des planétésimaux et des noyaux planétaires. Dans les régions externes du Système solaire, seuls les noyaux pouvaient atteindre des tailles énormes  (environ 10 masses terrestres). La force gravitationnelle de ces noyaux massifs pouvaient alors attirer le gaz environnant et démarrer le processus de formation des géantes gazeuses . C'est pourquoi les quatre premières planètes dans notre système sont rocheuses tandis que les quatre suivantes sont gazeuses. 

   Tous les systèmes planétaires ne seront pas des systèmes solaires. Si le gaz est évacué avant que les noyaux planétaires n'atteignent 10 masses terrestres, il n'y aura plus rien pour attirer les gaz et par conséquent aucune planète géante ne pourra se former. Les étoiles voisines  peuvent aussi souffler sur le disque protoplanètaire. Ceci arrive à quelques proplyds dans la nébuleuse d'Orion. Le rayonnement intense, des étoiles géantes au coeur de la nébuleuse, crée des perturbations dans les proplyds voisins en les érodant.

    Dans notre système les débris rocheux de la ceinture de Kuiper n'ont pas pu se transformer en planète et absorber le gaz environnant. La matière restante de la zone la plus éloignée du vieux proplyd a eu pour conséquence la création d'un réservoir des restes glacés, le nuage de Oort, qui serait le réservoir des comètes à longue période.

Naissance des planétoïdes

    Une information récente sur les couples manganèse - chrome (Mn-Cr) et aluminium - magnésium (Al-Mg) a été passée en revue. Cette information tire son origine des contraintes de synchronisation des processus et des événements, qui ont eu lieu à la naissance du Système solaire. A l'aide d'hypothèses raisonnables, une chronologie a été construite où l'âge estimé du Système solaire est de 4,571 milliards d'années. Cet âge est pris pour marquer le moment où la plupart des inclusions riches en aluminium - calcium (CAIs) commençaient à se former, un processus qui peut avoir a duré pendant plusieurs centaines de milliers d'années. Presque à la même époque, les petits planétésimaux  se sont accrétés pour servir de stockage aux CAIs qui se dispersèrent plus tard avec la dislocation des planétésimaux devenus plus grands. Avant qu'un grand nombre de planétésimaux de plusieurs dizaines de kilomètres de diamètre se soient  formés, l'intérieur de ces objets a commencé à fondre par la désintégration du radio-isotope de l'aluminium (Al26). Les dislocations à la suite de collisions de ces planétésimaux a permis aux gaz et poussières fondues de s'échapper dans l'espace environnant. Les fines gouttes de fusion réagirent avec les gaz et les poussières pour former des chondres, qui, après un refroidissement rapide, sont partiellement ré-accrétés en amas résiduels. Le processus de formation primaire de chondres le plus plausible, dans la plupart des cas concernant plusieurs générations de planétésimaux,  a duré seulement 2 millions d'années. A la fin de cette période et durant les 3 à 4 millions d'années suivantes, des objets planétaires de plusieurs centaines de  kilomètres étaient formés. Ils stockèrent suffisamment d'énergie pour que l'intérieur entre en fusion et finalement différencie les couches chimiquement stratifiées, avec la naissance d'un volcanisme basaltique se produisant en moins d'un million d'années.

 

Origines des chondres

   Considérons de grands planétésimaux de plusieurs dizaines de kilomètres, la première génération de ces corps  aurait été probablement formée en quelques centaines de milliers d'années, après l'injection du radio-isotope de l'aluminium (Al26) issu d'une supernova. 

   En raison de leur haute teneur en Al26 et en éléments volatils, ces corps commencent à fondre rapidement au centre. La perte de chaleur est probablement minimale puisque l'extérieur de ces corps se compose de matériaux à faible conductivité thermique. La migration éventuelle de la fusion vers la surface a été probablement d'importance mineure. Les collisions avec d'autres planétésimaux se produisirent à une fréquence plus rapide que le temps de migration de la fusion vers la surface, en considérant le nombre de ces corps (Weidenschilling, 2000).

   Durant ces collisions, certains planétésimaux furent "perturbés" sur leur orbite et d'autres se sont fragmentés. La fusion interne (sous pression) éjectera dans l'espace environnant de fines gouttelettes (leur taille dépend de la viscosité, de la composition chimique et de la température). Il y a eu des gouttelettes de silicates fondus et vraisemblablement de ferro-nickel (Fe-Ni) expulsé des silicates (Connolly et autres, 1994). Aux toutes premières étapes de l'éjection des gouttelettes, à des pressions ambiantes encore plus élevées, des pertes de gaz interne et même une évaporation partielle des gouttelettes ont pu se produire. Des volatils s'échappèrent et formèrent une atmosphère ou à un nuage de gaz et de poussières, autour des couches extérieures proches des planétésimaux perturbés. Les réactions chimiques de ces gaz avec les gouttelettes ont pu se produire et pourraient expliquer quelques structures observées dans les chondres. Les grains de poussière fixés ou  incorporés dans les gouttelettes peuvent servir de noyaux de cristallisation. Le long de leur trajectoire, tout en se refroidissant partiellement, les gouttelettes amassèrent de la poussière pour former leur pourtour.

  En peu de temps (heures), la plupart des gouttelettes qui se sont refroidies rapidement, ralentirent et s'entassèrent avec les autres.
Incorporées à la poussière, elles pouvaient acquérir davantage de matériaux sur leur pourtour tout en se refroidissant. Cependant, certains chondres, nouvellement formés, auraient eu des vitesses suffisamment élevées pour échapper au système et être capturés par d'autres planétésimaux. Les volatils, dans le nuage de poussières entourant le système, pouvaient être partiellement re-condensés sur des grains de poussière et s'installaient alors sur un planétésimal déjà accrété. Néanmoins, une grande partie du nuage, riche en volatils, a pu être transportée loin du système, en interaction avec le vent solaire. Il est important de noter que ce processus assurait que tout le système restait exclusivement chimique, à l'exception de la réduction de quelques volatils et des échanges avec quelques chondrules et transportait vers des planétésimaux chimiquement similaires aussi bien que chimiquement à part.

  Pendant les 2 millions d'années qui suivirent il y eut plusieurs générations de chondres produisant des planétésimaux. Après cette période, la production diminua par suite de la diminution de l'approvisionnement en radio-isotope Al26. Les dislocations mutuelles des planétésimaux redistribuèrent les chondres précédemment formés. Les CAls, issus de petits planétésimaux encore disponibles, seraient enfouis et mélangés dans de plus jeunes planétésimaux. Dans un environnement aussi violent, on  peut certainement penser que la dislocation des chondres et des CAIs serait une caractéristique commune. Les morceaux de chondres ou de CAIs ont pu être facilement incorporés dans des chondres ou des regroupements de chondres nouvellement formés. La fin matérielle des CAl, dans les couches plus profondes de ces planétésimaux, deviendra également une partie d'une nouvelle fusion.

    Vers la dernière partie de cette période de formation des chondres, un groupe des planétésimaux appauvris, hautement volatils, pourrait avoir évolué. Ceux-ci peuvent servir à construire des conglomérats capables de s'assembler en astéroïdes appauvris, tel que Vesta. Ils contiendraient encore une chaleur suffisante et le radio-isotope Al26 , en plus de l'énergie gravitationnelle,  commence à fondre à nouveau l'intérieur, pour, éventuellement, différencier par la suite la totalité de l'objet, environ 3 à 4 millions d'années plus tard.
Le métal reste observable à l'intérieur du chondre.

http://www.saharamet.com/meteorite/chondrules/CH010.jpg
Les chondres peuvent être et sont généralement modifiés par les
conditions thermales et chimiques qui accompagnent l'histoire de
 la météorite, de même par les collisions entre astéroïdes Dans de rares cas, le métamorphisme reste très faible, le métal reste observable (ci-dessus) à l'intérieur du chondre. Dar al Gani 632
.

   Les planétésimaux donnant naissance aux chondres survivants les retiendront à l'intérieur pendant un certain temps de sorte que le métamorphisme thermique observé sur des chondrites puisse se produire en moins de 10 millions d'années. Dans les couches externes de ces planétésimaux, on s'attendrait à trouver un mélange de produits issu de diverses températures,  tandis que l'assemblage lui-même peut demeurer ensuite à de basses températures éternellement.

   Les chercheurs ne pensent pas que ces chondres locaux à l'origine du phénomène (par opposition à ceux issus de la nébuleuse), sont le seul véritable processus dans le nuage. En outre, certains chondres aiment les assemblages, même ceux avec des caractéristiques basaltiques pourraient avoir été formées par le même processus à une époque plus tardive que la période principale de production ( ~ 2 millions d'années) par la dislocation de plus grands objets, déjà partiellement différenciés. Cela voudrait dire que certaines gouttelettes ont pu avoir été formées lors de la fusion partielle provenant des régions externes. En général, il est possible que des chondres constitués par fusion partielle soient rares puisque les zones de fusion n'auraient pas une viscosité suffisamment basse pour participer au procédé d'éjection comme indiqué ci-dessus.


   Dans cet article, les chercheurs ont essayé de dépeindre le tableau d'un scénario alternatif sur la formation des chondres, un problème jusqu'ici non résolu, qui est aussi vieux que la recherche météoritique, elle-même. Quelques aspects du scénario ont été débattus auparavant par différents auteurs
(e.g., Urey, 1955; Wänke et al., 1981; Zook, 1981; Sanders, 1997; Chen et al., 1998). Bien que la description utilisée dans cette synthèse, puisse également sembler être un peu trop vaste pour certains, le but était de persuader le lecteur de commencer à penser en ces termes en fonction des données et des contraintes disponibles.

G. W. LUGMAIR1, 2* AND A. SHUKOLYUK0V2

1Max Planck Institute for Chemistry, Cosmochemistry, P. O. 3060, 55020 Mainz, Germany
2Scripps Institution of Oceanography, University of California, San Diego, La Jolla, California 92093 0212, USA
*Correspondence author's e mail address: lugmair@mpch mainz.mpg.de

http://www.mpch-mainz.mpg.de/~kosmo/members/lugmair/leonard.htm

Les météorites donnent des indices

 
Les chercheurs ont étudié la chondrite carbonée de Ningqiang
http://www.geocities.com/
~dweir/protected_NING.HTM

    L'analyse isotopique des chondrites nous apporte des témoignages sur des évènements antérieurs à la formation du Soleil. C'est ainsi qu'on a découvert à la fin des années 1980, la présence de grains formés avant sa naissance (grains présolaires), dans certaines météorites primitives. Les chercheurs de l'état d'Arizona et de l'Académie des sciences chinoise ont étudié une météorite primitive connue sous le nom de chondrite carbonée de Ningqiang (ci-contre). Elle les a conduit à la modélisation de la naissance du Système solaire, grâce à une violente explosion. La météorite contient des données sur un isotope de chlore, à durée de vie courte, qui pourrait avoir été présent, très tôt, dans le Système solaire naissant. L'équipe américano-chinoise suggère que la source le plus probable de cet isotope serait une supernova.

    La nouvelle théorie propose que notre étoile et son système planétaire sont nés dans un nuage interstellaire dense, appelé aussi nébuleuse, rempli d'étoiles ordinaires parmi lesquelles des massives à courte durée de vie qui auraient explosé avec un dégagement intense en énergie et en rayonnement.

    Cette relique spatiale s'est formée à la création du Système solaire. L'équipe a trouvé un isotope rare du soufre S36 dans la météorite, qui pourrait avoir été produit par la dégénérescence en chlore Cl36 . Les bases de temps utilisés pour dater les roches sont des couples d'isotopes, dont l'un est produit par la désintégration radioactive de l'autre. Les chercheurs utilisent la désintégration de l'isotope père qui produit un isotope fils pour trouver l'âge de la roche en mesurant la quantité de chacun d'eux. Généralement, pour dater le Système solaire, les scientifiques utilisent l'uranium avec son isotope le plomb ou le potassium avec son isotope l'argon.

   Puisque l'isotope de soufre a été trouvé dans une " inclusion " dans une météorite appelée la sodalite (Silicate de sodium et d'aluminium) Na4Al3(SiO4)3Cl, des chercheurs pensent que le chlore pourrait avoir été présent au tout début du Système solaire.

    Le Cl36 peut se former de deux manières: par explosion d'une supernova ou dans nuage bombardé par le rayonnement UV près du Soleil en formation. Les chercheurs considèrent la dernière explication  peu probable puisque la sodalite doit s'être formé à une certaine distance de notre étoile.

   Pour Laurie Leshin, directeur d'études au centre des météorites de l'état d'Arizona: "Il n'y a plus aucun Cl36 de la phase présolaire dans le Système solaire actuel, mais il y a des preuves de son existence avant sa naissance". Le Dr Leshin et ses collègues ont précédemment trouvé la preuve avec un autre radio-isotope du fer dans le jeune Système solaire appelé Fe60, qui pourrait également avoir été formé dans une supernova. Le Dr Leshin ajoute que c'est un argument vraiment fort sur la production de ces radionucléides dans une supernova qui a explosé à proximité du Système solaire en formation et l'a ensemencé avec ces isotopes ".

  Ces résultats apparaissent dans un protocole de la National Academy of Sciences.

Météorite de Ningqiang:   http://seismo.berkeley.edu/~manga/folkner.pdf

Météorite de Ningqiang : http://www.geocities.com/~dweir/protected_NING.HTM

 

Collage des poussières

    Initialement, le disque qui entoure une étoile est essentiellement constitué d'atomes et de molécules assimilables à autant d'objets qui, par la mécanique céleste, constituent autant de satellites autour de l'étoile. Il leur arrive de se heurter, mais entre deux collisions, chacun se meut à peu près comme s'il était seul, décrivant une orbite de hasard.

    Comment des objets aussi petits vont-ils s'y prendre pour atteindre la taille des planètes ? Jusqu'à présent, seule la force de gravitation était invoquée. Or, avec des éléments aussi petits, elle est insignifiante, voire inexistante. En revanche, deux autres processus vont intervenir. Le premier, les agglomérats de molécules, que nous appelons des poussières, possède un champ électrique complexe. Ici, "l'atome crochu" n'est pas une image. Dans l'espace interstellaire, l'atome est totalement libre. Ce sort sera aussi celui des molécules dans le nuage entourant l'étoile. Leur rencontre va provoquer un collage. L'opération ne s'accompagne d'aucuns changement d'état, mais relève d'un processus. 

   Atome, au temps d'Avogadro (1776 - 1856), désigne un objet dont la dissection semblait impossible (a temno = je ne coupe pas). Mais aujourd'hui nous savons le briser. Nous savons aussi qu'il est constitué d'électrons qui se détachent facilement. Nous connaissons tous ce phénomène que Thalès de Millet (640 - 560 BC)avait remarqué tout en ignorant l'électricité. Il suffit de frotter de l'ambre pour qu'il s'électrise, attirant les objets légers, d'ailleurs électron signifie ambre. Cette propriété électrique permet aux atomes de s'attirer, attirant ainsi les molécules donc les poussières. Le collage s'effectue grâce aux charges électriques opposées. Ce sont les premières missions lunaires (Apollo 11 et 12) qui permirent de trouver l'origine de ce collage. En effet, ce fut un problème important rencontré par les astronautes lors de leur promenade sur le sol lunaire. Ils avaient beaucoup de difficultés à se débarrasser de la poussière lunaire qui s'accrochait à leur scaphandre et emplissait le module lunaire. La cause fut découverte et elle expliqua le mécanisme d'accrochage des poussières interstellaires: la charge électrique.

   Le deuxième phénomène vient d'être découvert. Des chercheurs ont trouvé que les poussières pouvaient aussi être recouvertes de glace. Pour eux, le collage serait réalisé par simple contact de la glace entourant les poussières.


La planète Mars

    Au-delà de la Terre gravite, en moyenne à 227,92.106 km (Terre: 149,6.106 km), la planète Mars. C' est la 4e et dernière planète tellurique en partant du Soleil. Son rayon équatorial est de 3 397 km et sa masse de 6,4185.1023 kg.

     Par suite de l'influence de Jupiter, le bombardement météoritique ne fut pas suffisant pour que son volume s'accroisse. La pression centrale ne fut pas assez élevée pour engendrer  la force de gravitation n'ayant pu atteindre une valeur suffisante par suite d'une taille trop petite. Une petite taille limita la quantité de matière radioactive, donc sa chaleur interne. La planète s'est refroidie rapidement à cause de sa taille et de sa masse. Son cœur ne fut pas assez chaud ( 2 000°C ).

     Il faut savoir que la radioactivité transforme 1 kg d'uranium en dégageant 230 cal/an et 1 kg de thorium, 65 cal/an. Au bout de 4,57 milliards d'années, il reste 500g d'uranium et 500g de plomb. Le thorium a une durée de vie 3 fois supérieure à celle de l'uranium. Une roche sera productrice de chaleur, selon sa contenance en matériaux radioactifs, ces derniers étant entraînés vers le centre de la planète en raison de leur forte densité. C'est la conductivité thermique des roches, qui draine la chaleur vers la surface.

    Mars est un corps solide différencié dont la densité moyenne assez faible de 3,933 (Terre 5,515), indique que le fer entre pour ¼ de la masse (sur Terre c'est 33%).  Si aucune ceinture de radiation n'a pas été détectée, un faible champ magnétique (2% de celui de la Terre) l'a été, témoignant de la présence possible d'un noyau métallique à l'origine d'un effet dynamo. Le moment d'inertie de la planète [ I / MR2 = 0,365 avec I le moment d'inertie idéal (l'opposition qu'offre un corps à voir changer son état de mouvement de translation), M la masse et R le rayon de la planète ] renforce l'idée d'un noyau dense riche en fer métallique (Fe) et de sulfure (FeS, troïlite). La taille du noyau s'accroît avec la variation du contenu en soufre, mais ne change le moment cinétique de seulement ± 0,001. La densité du manteau montre qu'il contiendrait une forte proportion de forstérite* (Mg2SiO4) et une faible quantité de fer métallique. Cette théorie est compatible avec la formation, après différenciation, d'un manteau de silicates hydratés, ce qui expliquerait la présence d'eau à l'intérieur de Mars. Les sondes Viking et Phobos ont mesuré une croûte riche en magnésium et fer, avec seulement un faible niveau de fractionnement.

    Les matériaux qui la composent se sont probablement formés vers 450°K. La formation par accrétion a dû se produire à des températures suffisamment  élevées pour qu'un enrichissement en fer métallique et un appauvrissement en éléments volatils aient eu lieu, mais aussi à des températures assez basses pour qu'une certaine oxydation de la planète ait été permise. La différenciation majeure en une croûte d'environ 50 km d'épaisseur, en un manteau riche en olivine, en oxyde de fer (FeO) et en un noyau métallique (Fe - FeS) de 1 500 km à 2 000 km de rayon, implique des processus de fusion interne, au moins à une certaine époque de l'histoire de la planète.

   Lorsqu'on préfère l'hypothèse d'une accrétion homogène, seule la température détermine la composition du matériau utilisé. Tout au long du phénomène d'accrétion, il s'établit un équilibre chimique entre les condensats formés et le gaz composant la nébuleuse. Cela revient à supposer qu'il ne s'est produit aucun changement notable de la température. Cela implique une évolution rapide. Ainsi, les premiers matériaux à se condenser sont les matériaux réfractaires composés de calcium, d'aluminium et de manganèse. Ensuite nous trouvons une région où le fer se condense probablement sous la forme d'un alliage ferronickel. Lorsque la température diminue, il se trouve des conditions propices à la condensation de silicates comme l'enstatite* (MgSiO3) qui est un des composants majeurs du manteau terrestre. Pour des températures encore plus basse, vers 700°K, les grains de fer métallique réagissent avec l'anhydride sulfureux (H2S). Vers 400°K, le reliquat des grains de fer s'oxyde pour former des silicates à base d'oxyde de fer (FeSiO3 et FeSiO4). Enfin vers 350°K, le modèle suggère des réactions entre les silicates et la vapeur d'eau, donnant naissance à des composés hydratés comme la trébolite (silicate de calcium hydraté) ou la serpentite (silicate magnésium hydraté). 

  Il serait vain de croire que les modèles suffisent à décrire dans quelles conditions tous les corps du Système solaire se sont formés.

  La planète Mars est, après la Terre et la Lune, le corps céleste dont les propriétés de surface sont les mieux connues. Des structures volcaniques photographiées plaident en faveur d'une différenciation. Par ailleurs des indices d'une similitude dans les évolutions respectives de Vénus et de la Terre existent et ils ne sont pas seulement de nature cosmogonique. En effet les mesures de la sonde soviétique Venera 8 à la surface de Vénus indiquent une composition en éléments radioactifs comparable à celle observée dans les roches granitiques terrestres.

  En résumé, les chercheurs sont presque d'accord pour dire que toutes les planètes telluriques ont subi, comme la Terre et la Lune, une séparation des éléments et qu'elles ont donc connu une évolution chimique liée à une fusion plus ou moins partielle du matériau primitif. A priori il n'est pas interdit de penser que cela ait pu se produire avant ou pendant la phase d'accrétion. Cependant, certains chercheurs préfèrent supposer que l'évolution a abouti à une différenciation en couches intervenue après la formation. Dans tous les cas, cela s'est produit très tôt dans l'histoire du Système solaire.

* talc  (Mg3Si4010(OH)2+ forsterite (Mg2SiO4) = 5 enstatite (MgSiO3) + H2O
  Cette réaction est significative car elle détermine non seulement la stabilité maximale du talc en équilibre avec la forstérite, mais aussi les températures les plus élevées grâce auxquelles l'eau peut être stockée dans une roche riche en magnésium et en fer à pression modérée ou élevée

calcul du moment d'inertie: http://www.es.ucl.ac.uk/research/planetaryweb/undergraduate/davis/ppmi.htm

 Moment d'Inertie de Mars:   http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc97/pdf/1147.PDF  

Structure interne de Mars:  http://www.geokhi.ru/~planetology/theses/81_gudkova_and_zharkov.pdf

Les météorites donnent des indications sur la naissance du Soleil: http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/4205227.stm

 

 

 

 

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