- Où et comment se forment les molécules d'eau dans l'Univers
- Qu'est-ce que l'eau lourde
- Comment l'eau lourde retrace l'histoire cosmique de l'eau
L'origine de l'eau sur Terre, et donc son âge, est l'une des plus grandes questions ouvertes de l'astronomie. Les molécules d'eau se forment initialement dans les nuages interstellaires froids de poussière et de gaz, où se forment les étoiles. Mais cette eau pure est-elle la même que celle que nous buvons aujourd'hui, ou ces molécules ont-elles été détruites et reformées au cours de leur voyage ? Des chercheurs ont découvert une nouvelle pièce du puzzle.
Pour comprendre l’âge de l’eau dans notre petit rocher, nous devons d’abord commencer là où le voyage de l’eau commence également…
Des nuages de gaz aux disques aux systèmes planétaires (vue d'artiste)
Ce schéma illustre comment un nuage de gaz s'effondre pour former une étoile entourée d'un disque, à partir de laquelle un système planétaire se formera. On trouve des molécules d'eau à tous ces stades, mais s'agit-il des mêmes molécules, ou ont-elles été détruites et reformées au cours de ce processus ?Crédit : ESO/L. Calçada
De minuscules gouttelettes dans un océan de matière
Dans les amas froids et denses de gaz et de poussière qui forment les nuages moléculaires, la première étape de la formation de l'eau se produit. Des atomes d'oxygène se déposent sur des grains de poussière à l'intérieur du nuage et interagissent avec des atomes d'hydrogène flottants pour former des molécules d'eau. L'eau ainsi formée n'est pas liquide, mais reste gelée à la surface des grains de poussière.
Lors de la phase suivante, la gravité prend lentement le dessus et l'amas de gaz moléculaire se densifie jusqu'à son effondrement, formant une « proto-étoile ». Cet effondrement génère une chaleur importante, transférée à la matière environnante. À mesure que les grains de poussière se réchauffent au centre du nuage, l'eau gelée qui les enrobe se sublime et se transforme instantanément en gaz sans devenir liquide au préalable. Mais plus loin, la majeure partie du réservoir d'eau reste gelée. Cette glace d'eau est plus difficile à détecter que l'eau gazeuse, mais elle est aussi moins sujette aux altérations chimiques. L'eau devient ainsi la deuxième molécule la plus abondante (après l'hydrogène moléculaire) dans ce nuage chaud entourant la jeune étoile, qui contient 10 000 fois plus d'eau que les océans de la Terre réunis.
À mesure que la matière des parties centrales du nuage s'effondre, sa rotation s'accélère et s'aplatit pour former un disque autour de la proto-étoile. À ce stade, la majeure partie de l'eau de ce « disque protoplanétaire » reste gelée autour des grains de poussière. En ce sens, les grains de poussière sont en quelque sorte les gardiens de l'histoire de l'eau.
Les comètes constituent la prochaine étape du voyage de l'eau. Ces corps glacés se forment à partir de grains de poussière dans le disque protoplanétaire et peuvent potentiellement apporter de l'eau aux planètes. Mais comment être sûr que les molécules d'eau des comètes sont chimiquement identiques à celles formées initialement dans le nuage parent ? Pour retracer le chemin de l'eau, il faut utiliser ce qu'on appelle l'eau lourde.
Les étapes du voyage de l'eau
Ce schéma suit le parcours de l'eau depuis les nuages où naissent les étoiles jusqu'aux systèmes planétaires. Étape 1 : les molécules d'eau se forment d'abord dans des nuages géants de gaz et de poussière. Les atomes d'oxygène, représentés ici par des cercles bleus, reposent sur des grains de poussière. Lorsqu'ils interagissent avec des atomes d'hydrogène flottants (jaunes), ils forment des molécules d'eau. Certains de ces atomes d'hydrogène (gris) sont en réalité un isotope plus lourd appelé deutérium. Étape 2 : lorsque le nuage stellaire s'effondre, la région centrale se réchauffe, sublimant une partie de la glace d'eau en gaz, ce qui facilite sa détection. Cependant, la majeure partie de l'eau reste gelée sur les grains de poussière. Étape 3 : sous l'effet de la rotation initiale du nuage, un disque plat se forme autour de l'étoile. Les grains de poussière commencent à coalescer et forment des corps solides plus grands. Étape 4 : un système planétaire se forme alors, contenant des planètes, des comètes et des astéroïdes en orbite autour de l'étoile centrale.
Crédit : ESO/M. Duffek
Tout comme l'eau normale, l'eau lourde est composée d'un atome d'oxygène et de deux atomes d'hydrogène. Cependant, l'hydrogène présent dans l'eau lourde n'est pas réellement de l'hydrogène : il s'agit de deutérium, un isotope plus lourd de l'hydrogène, possédant un proton et un neutron au lieu d'un seul, d'où son nom.
Ce qui est intriguant, c'est que le deutérium n'est produit que dans les premières secondes suivant le Big Bang, et en très petites quantités : il y a environ 100 000 fois plus d'atomes d'hydrogène normaux que d'atomes de deutérium. Si cette abondance constante de deutérium était uniformément répartie dans les molécules d'eau, le rapport attendu entre l'eau lourde et l'eau normale serait bien inférieur à celui observé actuellement dans le système solaire.
Il s'avère qu'il y a beaucoup plus d'atomes de deutérium à la surface des grains de poussière que ne le laisse supposer le rapport deutérium/hydrogène dans l'Univers. Puisque les molécules d'eau se forment d'abord sur les grains de poussière, ce rapport élevé entre eau lourde et eau normale agit comme une empreinte chimique qui nous permet de retracer le parcours ultérieur de l'eau. Autrement dit, en mesurant la quantité relative d'eau lourde et d'eau normale dans différents environnements – nuages moléculaires, disques protoplanétaires, comètes, planètes – nous pouvons déterminer si les molécules d'eau ont été altérées le long de ce trajet.
Simple ou double ?
L'eau lourde se présente sous deux formes : l'eau semi-lourde, ou HDO, où un seul des deux atomes d'hydrogène est du deutérium, et l'eau lourde doublement deutérée, ou D2O , qui contient deux atomes de deutérium.
Il y a deux ans, un groupe d'astronomes a détecté de l'HDO dans le disque protoplanétaire entourant V883 Ori , une proto-étoile située à 1 300 années-lumière. Grâce au Grand Réseau millimétrique/submillimétrique de l'Atacama ( ALMA ), partenaire de l'ESO, ils ont mesuré une abondance d'HDO très similaire à celle des comètes de notre Système solaire. En supposant que ce disque protoplanétaire ne soit pas très différent de celui qui a donné naissance à notre Système solaire, cette découverte a fourni une preuve essentielle que l'eau que nous observons aujourd'hui est la même eau pure que celle formée dans le nuage parent du Soleil.
Mais ce n'était pas une preuve définitive, car les molécules de HDO peuvent encore être détruites par le rayonnement de l'étoile puis se reformer, brouillant ainsi quelque peu son histoire passée. Ce phénomène est beaucoup moins probable avec D₂O , qui constitue donc un traceur plus fiable de l'histoire de l'eau.
Aujourd'hui, la même équipe d'astronomes a détecté du D₂O dans le disque entourant l'étoile V883 Ori grâce à ALMA. Leurs résultats, publiés dans un article de Nature Astronomy sous la direction de Margot Leemker, astronome à l'Université de Milan (Italie), montrent une forte abondance de D₂O. Cette abondance est similaire à celle observée dans les nuages moléculaires et une comète [1] , ce qui suggère que l'eau présente dans le Système solaire actuel est la même que celle qui existait bien avant la formation du Soleil.
Comment l'eau parvient-elle jusqu'aux planètes, dont la Terre, est une question complexe qui nécessite des recherches plus approfondies, mais cette nouvelle découverte est une pièce maîtresse du puzzle. Alors, la prochaine fois que vous dégusterez un verre d'eau rafraîchissante, prenez un instant pour réfléchir : une partie au moins de l'eau que vous goûtez est non seulement passée par les dinosaures, mais est en réalité antérieure à la Terre elle-même et même au Soleil !
Notes
[1] Bien que l’abondance de HDO ait été mesurée dans plusieurs comètes, nous n’avons des mesures de D 2 O que dans une seule.
Liens
Biographie d'Amy Briggs
Amy est récemment diplômée en communication scientifique de l'Université nationale australienne. Avant de rejoindre l'équipe Communication de l'ESO, elle a travaillé pour l'Académie australienne des sciences technologiques et de l'ingénierie (ATSE) en tant que coordinatrice communication et coordinatrice éditoriale pour le magazine jeunesse Careers with STEM.
Biographie de Malika Duffek
Lors de ses études de licence en astrophysique, Malika s'est découvert une passion pour la communication scientifique. Elle a rejoint l'équipe du Planétarium mobile de son institut à Vienne, où elle a donné vie aux merveilles de l'univers auprès des écoliers de la région. Depuis, elle a continué à explorer de nouveaux domaines de vulgarisation scientifique. Elle a ensuite obtenu un master en astrophysique et a approfondi son expertise en tant qu'assistante en communication scientifique à l'Université de Vienne. Aujourd'hui, elle fait partie de l'ESO, enthousiaste à l'idée d'apprendre au sein d'une équipe internationale et de continuer à développer ses compétences dans divers domaines de la vulgarisation et de l'engagement scientifiques.
