Que connaissons-nous de la présence de l’eau dans l’Univers ? Petit tour dans le temps et l’espace pour comprendre la formation et la répartition de la fameuse molécule H2O.
Le 13 novembre, Michael Wargo, responsable scientifique à la NASA, s’est enthousiasmé à la découverte de quelques 90 litres d’eau par la sonde lunaire LCROSS (Lunar Crater Observation and Sensing Satellite). « Nous levons le voile sur des mystères de notre plus proche voisin, et du coup du système solaire. » Il faut reconnaître que ce secret était bien gardé. En effet, les analyses de roches lunaires ramenées par les astronautes d’Apollo, entre 1969 et 1972, n’avaient pas révélé de trace d’eau. Les scientifiques avaient alors conclu que la Lune était sèche. Pourtant, dans les années 1990, deux missions avaient détecté la présence de glace aux pôles lunaires. Mais un article de février 2009 prenait à nouveau le contre-pied, concluant à la rareté d’éléments hydriques sur la Lune d’après des observations de la sonde japonaise Kaguya.
Cette fois, la NASA a choisi le pôle sud pour la mission LCROSS. Auparavant, l’envoi d’un projectile de 2,3 tonnes au fond du cratère nommé Cabeus avait provoqué sous le choc un panache de matière révélant la présence de glace. Cette mission est un premier pas vers la définition d’un programme lunaire habité et la question de l’eau y est primordiale. Sa présence est déterminante pour la création d’une base permanente d’astronautes. En effet, le coût d’importation depuis la Terre serait de l’ordre de 50 000 dollars par litre, selon une estimation de la NASA.
Dans l’Univers
L’histoire de l’eau commence avec le Big Bang, suivi par un refroidissement et la transformation de l’énergie en matière. Les atomes d’hydrogène et d’hélium apparaissent alors environ 300 000 ans après l’explosion originale. Puis une génération de premières étoiles géantes émerge. C’est au cœur de ces marmites, chauffées à un milliard de degrés, que des processus de fusion entre les noyaux d’hélium donnent naissance aux atomes d’oxygène, de carbone, de silicium, de fer etc. À la mort de ces étoiles et à leur explosion en supernova, les éléments ainsi créés sont dispersés et se refroidissent dans d’énormes nuages appelés nébuleuses. Ce sont en particulier les atomes d’hydrogène, d’oxygène et d’hélium, éléments les plus abondants dans l’univers. Avec le refroidissement, la chimie entreprend son œuvre de combinaison d’atomes et forme des molécules, en particulier la molécule d’eau H2O et celle d’hydrogène H2. Dans les nébuleuses, l’hydrogène et l’hélium sont toujours gazeux, mais les autres molécules comme H2O peuvent être solides.
Dans le système solaire
Un premier sous-ensemble du système solaire est formé des objets qui vont de Mercure à la chaîne des astéroïdes, située entre Mars et Jupiter. Sur ces planètes rocheuses, l’eau s’est formée par dégazage. Le bombardement massif de ces planètes par des comètes riches en eau, environ 100 millions d’années après la formation du système solaire, est une autre explication. Sur Mercure et sur la Lune par contre, la grande température a entraîné une évaporation de l’eau. Les pôles sont les seuls endroits où l’on peut en détecter, au fond de cratères jamais ensoleillés, comme Cabeus.
Les cas de la Terre et de Mars sont différents : ces planètes, plus massives, retiennent une atmosphère qui maintient des températures modérées en surface. L’eau superficielle est ainsi restée.
Sur Mars, la présence d’écoulements fluviaux antérieurs, d’une couche de glace d’eau dans le sous-sol et d’eau dans les régions polaires a été prouvée. Contrairement à Vénus, où la vapeur d’eau initialement présente s’est dissociée en molécules H2 et O2 sous la forte température atmosphérique de 450°C.
Le second sous-ensemble du système solaire est formé des corps situés au-delà de la chaîne des astéroïdes. Sur les 22 corps d’un diamètre supérieur à 500 km qu’il contient, 17 ont une composition très importante en eau. Les cinq autres font exception : Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune et un satellite de Jupiter, Io. Les quatre planètes géantes sont constituées principalement d’hydrogène et d’hélium.
Dans les années 1980, les sondes spatiales Voyager ont montré qu’il n’y avait pas d’eau sur Io. Comment élucider cette composition atypique ? L’explication repose sur les intenses marées que Jupiter, planète très massive, exerce sur Io, comme pétrie par une main géante. Il en résulte un dégagement de chaleur provoquant une activité volcanique observée par Voyager. Toute l’eau présente sur Io a ainsi progressivement disparu.
L’étude de l’origine de l’eau du système solaire suggère que cette situation est reproductible ailleurs dans l’Univers. Il est donc raisonnable de penser que des planètes extrasolaires, autour d’étoiles, possèdent de l’eau à l’état liquide comme la Terre.
Daniel Hubert
