Les éléments constitutifs de la Terre pourraient provenir de plus loin dans le système solaire

La Terre s’est formée il y a plus de 4,5 milliards d’années par accrétion. Les blocs de construction de la Terre étaient des morceaux de roche de différentes tailles. De la poussière aux planétésimaux et tout le reste. Beaucoup de ces morceaux de roche étaient des météorites carbonées, qui, selon les scientifiques, provenaient d’astéroïdes situés aux confins de la ceinture principale d’astéroïdes.

Mais certaines preuves ne s’alignent pas bien derrière cette conclusion. Une nouvelle étude indique que certaines des météorites qui ont formé la Terre provenaient de beaucoup plus loin dans le système solaire.

L’hypothèse nébulaire est l’explication largement acceptée de la formation du système solaire. Il dit qu’une masse de gaz et de poussière s’est effondrée gravitationnellement et a formé un disque en rotation. Le Soleil s’est formé au centre du disque, et tout le reste s’est formé à partir de ce qui restait.

Une caractéristique essentielle du système solaire est la ligne de gel. La ligne de gel divise le système solaire en deux régions. Au-delà de la ligne de gel, il fait suffisamment froid pour que les volatils se solidifient en grains de glace. Les volatils comprennent l’eau, l’ammoniac, le dioxyde de carbone, le monoxyde de carbone et le méthane. À l’intérieur de la ligne de gel, l’énergie du soleil chauffe la matière environnante et décompose les volatils. Le vent solaire du Soleil les éloigne alors des régions intérieures. Une fois passé la ligne de gel, ils peuvent se solidifier. En conséquence, le matériau intérieur est plus sec et rocheux, tandis que les régions extérieures froides sont plus glacées.

La ligne de gel n’a pas toujours été au même endroit. Le Soleil a poussé la ligne de gel plus loin à mesure que le système solaire évoluait. C’est parce qu’au départ, le Soleil était moins énergique qu’il ne l’est maintenant. La nébuleuse solaire était également plus opaque.

Le Soleil est composé d’un échantillon représentatif des matériaux de la nébuleuse solaire car c’est le premier corps qui s’est formé. Mais les planètes ne le sont pas. Leurs positions par rapport à la ligne de gel et les types de matériaux à l’intérieur et à l’extérieur de la ligne de gel régissaient leur formation. Les planètes intérieures, Mercure, Vénus, la Terre et Mars, sont principalement composées de roches (principalement composées d’éléments plus lourds, tels que le fer, le magnésium et le silicium), tandis que les planètes extérieures au-delà de la ligne de gel sont principalement composées d’éléments plus légers, principalement de l’hydrogène, de l’hélium , carbone, azote et oxygène.

Au fur et à mesure de l’accrétion de la Terre, les chondrites carbonées ont joué un rôle dans la formation de la planète. Les astronomes pensent que les chondrites carbonées (CC) proviennent des régions extérieures de la ceinture principale d’astéroïdes. Il existe différentes familles de CC en fonction de leur composition, et chaque famille a le même corps parent. Les CC individuels sont des fragments du corps parent résultant d’impacts entre objets dans la ceinture d’astéroïdes.

Mais une nouvelle étude indique qu’il pourrait y avoir plus en cours. Les chercheurs à l’origine disent que certaines des chondrites carbonées provenaient d’astéroïdes qui se sont formés beaucoup plus loin dans le système solaire externe, en dehors de la ceinture principale d’astéroïdes et bien au-delà de la ligne de gel.

L’étude s’intitule “Formation à distance et différenciation des astéroïdes de la ceinture principale externe et des corps parents de chondrites carbonées”. Des chercheurs de l’Earth-Life Science Institute (ELSI) de l’Institut de technologie de Tokyo ont dirigé l’étude, et le professeur adjoint Hiroyuki Kurokawa en est l’auteur principal. L’étude est publiée dans la revue AGU Advances.

La conception d'un artiste d'une collision d'astéroïdes, qui montre comment "des familles" de ces roches spatiales sont faites dans la ceinture entre Mars et Jupiter.  Crédit : NASA / JPL-Caltech
Vue d’artiste d’une collision d’astéroïdes dans la ceinture entre Mars et Jupiter. Crédit : NASA / JPL-Caltech

L’étude porte sur la composition des astéroïdes dans la ceinture d’astéroïdes entre Mars et Jupiter. Les observations d’astéroïdes dans la partie externe de la ceinture révèlent une caractéristique de réflectance qui indique de la glace d’eau et/ou des argiles d’ammonium (phyllosilicates ammoniacaux) sur leurs surfaces. Ces matériaux ne sont stables qu’à des températures plus basses et ne peuvent pas se former facilement à leur emplacement actuel. Certaines preuves montrent que ces astéroïdes sont les corps parents des CC. Mais ce qui est déroutant, c’est que les météorites récupérées sur Terre n’ont généralement pas la même caractéristique.

Cette figure de l'étude montre une profondeur d'absorption de 3,1 µm (axe horizontal) indiquant la présence de phyllosilicates ammoniacés.  Les cercles noirs sont des astéroïdes observés par le satellite d'astronomie infrarouge AKARI.  Crédit d'image : Kurokawa et al.  Avances AGU 2022
Cette figure de l’étude montre la profondeur d’absorption de 3,1 µm le long de l’axe horizontal pour plusieurs astéroïdes. La profondeur d’absorption indique la présence de phyllosilicates ammoniacés. Les cercles noirs sont des astéroïdes observés par le satellite d’astronomie infrarouge AKARI. Crédit d’image : Kurokawa et al. 2022 Avances AGU

Cet écart est l’une des caractéristiques déroutantes de la ceinture d’astéroïdes.

La nouvelle recherche suggère une solution à ce casse-tête. Certains astéroïdes peuvent s’être formés dans les régions les plus éloignées du système solaire, puis ont été transportés vers le système solaire interne par des processus de mélange chaotiques. “Nos résultats suggèrent que plusieurs grands astéroïdes de la ceinture principale se sont formés au-delà du NH3 et Cie2 lignes de neige (actuellement> 10 au) et pourraient être transportés vers leurs emplacements actuels », indique l’étude.

Ces astéroïdes étaient suffisamment gros pour être différenciés, ce qui signifie qu’ils avaient des noyaux et des manteaux de compositions différentes. Les manteaux étaient riches en eau et les noyaux étaient plus denses. “Les phyllosilicates ammoniacés se forment dans les manteaux riches en eau des corps différenciés contenant du NH3 et Cie2 sous des rapports eau-roche élevés (> 4) et basses températures (<70 ° C) », explique l'étude.

Les CC peuvent provenir des noyaux rocheux denses de ces astéroïdes. Étant donné que ces noyaux sont plus lourds et plus solidifiés, ils sont plus susceptibles d’être échantillonnés en tant que météorites. “Les CC peuvent provenir des noyaux dominés par la roche, qui sont susceptibles d’être préférentiellement échantillonnés en tant que météorites par des processus de perturbation et de transport”, écrivent les chercheurs.

Cette image de l'étude montre un scénario de formation et d'évolution de grands astéroïdes du complexe C dans la ceinture principale et leur relation avec les chondrites carbonées.  Étape 1 : Accrétion.  Étape 2 : Différenciation et altération.  Etape 3 : Congélation (la durée dépend de la taille).  Étape 4 : Perturbation catastrophique.  Crédit d'image : Kurokawa et al.  Avances AGU 2022
Cette image de l’étude montre un scénario de formation et d’évolution de grands astéroïdes du complexe C dans la ceinture principale et leur relation avec les chondrites carbonées. Étape 1 : Accrétion. Étape 2 : Différenciation et altération. Etape 3 : Congélation (la durée dépend de la taille). Étape 4 : Perturbation catastrophique. Crédit d’image : Kurokawa et al. 2022 Avances AGU

Les astéroïdes se forment par accrétion comme le font les planètes. Cela est représenté en 1 dans la figure ci-dessus. Certains d’entre eux se sont formés au-delà de la ligne de gel, où ils ont accumulé de la glace de NH3 et de CO2 en plus de la glace d’eau. Les grands astéroïdes se différencient ensuite en manteaux et en noyaux, illustrés en 2. La partie 3 de la figure montre l’astéroïde différencié après congélation. Le manteau de régolithe hydraté n’a pas les caractéristiques de réflexion des CC sur l’affichage de la Terre. La partie 4 montre comment les collisions peuvent perturber l’astéroïde parent. Les météorites à fragmentation du noyau hydraté ont les mêmes caractéristiques que les CC sur Terre.

Si cette étude est exacte, elle met en évidence une bizarrerie dans la formation du système solaire. Les astronomes pensent que Jupiter a migré à moins de 1,5 UA du Soleil, puis a de nouveau migré vers sa position actuelle. Saturne a également subi une migration. Ces mouvements sont appelés l’hypothèse du Grand Tack.

Les migrations des deux planètes les plus massives du système solaire ont affecté la ceinture d’astéroïdes. Les astéroïdes ont été dispersés et beaucoup d’entre eux se sont retrouvés dans des positions où ils ne se sont pas formés. Au cours de ces événements de diffusion, il y a eu des collisions, créant des CC. Certains des CC qui ont formé la Terre sont issus de ces collisions entre astéroïdes originaires d’au-delà de la ligne de gel.

Cette étude est basée à la fois sur des observations et sur la modélisation. De nombreuses observations proviennent du satellite AKARI, piloté par la JAXA, l’Agence japonaise d’exploration aérospatiale. AKARI était un satellite d’astronomie infrarouge qui effectuait une étude de tout le ciel dans plusieurs bandes infrarouges. AKARI a produit un catalogue de plus de 5 000 astéroïdes en infrarouge.

Illustration d'artiste du satellite infrarouge AKARI.  Crédit d'image : JAXA
Illustration d’artiste du satellite infrarouge AKARI. Crédit d’image : JAXA

“Sur la base de ces résultats, nous avons proposé que plusieurs, sinon la totalité, des astéroïdes du complexe C et des corps parents CC se soient formés au-delà de NH.3 et Cie2 lignes de neige et différenciées », écrivent les auteurs dans leur conclusion. “L’origine lointaine des astéroïdes du complexe C est naturellement attendue de la théorie moderne de la formation des planètes qui implique une migration à l’échelle du système solaire de cailloux et de planétésimaux”, expliquent-ils.

Heureusement, les scientifiques ont plus à faire que les observations et la modélisation. Bientôt, ils auront des morceaux d’astéroïdes à étudier.

La mission japonaise d’échantillonnage d’astéroïdes Hayabusa 2 a collecté des échantillons de l’astéroïde Ryugu. Le vaisseau spatial a renvoyé les échantillons d’astéroïdes en décembre 2020. La mission d’échantillonnage d’astéroïdes OSIRIS-REx de la NASA a collecté des échantillons de l’astéroïde géocroiseur Bennu. Ces échantillons devraient être de retour sur Terre d’ici septembre 2023.

Concept d’artiste du vaisseau spatial OSIRIS-REx de la NASA alors qu’il se prépare à toucher la surface de l’astéroïde Bennu. Crédits : NASA / Goddard / Université d’Arizona

Les scientifiques pourront comparer leurs prédictions pour ces astéroïdes, basées sur la modélisation et les observations, avec les échantillons. Les origines lointaines de ces astéroïdes nous indiquent que les échantillons de Hayabusa 2 devraient contenir des sels d’ammoniac et des minéraux. Les échantillons OSIRIS-REx sont un autre test de ces prédictions.

L’une des questions en astronomie est de savoir si notre système solaire est représentatif des autres systèmes solaires. Les processus de formation sont-ils similaires pour tous les systèmes ? Comment similaire? Comment différent?

“Il reste à déterminer si la formation de notre système solaire est un résultat typique, mais de nombreuses mesures suggèrent que nous pourrons bientôt replacer notre histoire cosmique dans son contexte”, a déclaré l’auteur principal Hiroyuki Kurokawa.

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