Origine de l'eau du système solaire interne : la composition isotopique initiale de l'hydrogène enfin dévoilée !
Les interactions eau-roche sont essentielles dans la formation des planètes et notamment celle de la Terre. De fait, l'origine de l'eau dans les objets du système solaire a toujours été abondamment étudiée. La composition isotopique de l'hydrogène et de l'oxygène qui la composent est en particulier un traceur clé de ses sources. La composition isotopique de l'hydrogène de l'eau des objets planétaires telluriques est intermédiaire entre celle de l'eau interstellaire très riche en deutérium et celle de l'hydrogène gazeux appauvri en deutérium par les réactions nucléaires dans les étoiles. Cette composition particulière est habituellement expliquée par un mélange entre de l'eau interstellaire issue des régions externes froides du système solaire et de l'hydrogène solaire issu des régions internes chaudes. C'est sur cette composition que s'appuie le modèle dominant d'une origine tardive de l'eau sur Terre par un bombardement cométaire ou astéroïdal. Cependant, pour valider tous ces modèles il restait jusqu'à présent une inconnue fondamentale : la composition isotopique initiale de l'eau du système solaire, tout particulièrement dans les régions internes du système solaire dans lesquelles se sont formées les briques des planètes telluriques.
Nous avons donc mesuré la composition isotopique de l'hydrogène de l'une des plus vieilles roches du système solaire, une inclusion météoritique riche en calcium et aluminium (CAI) en utilisant une méthodologie innovante mise au point pour cette étude afin d'accéder à la composition isotopique de minéraux micrométriques pauvres en hydrogène et formés à haute température dans le disque protoplanétaire interne. Nos résultats montrent la préservation de deux compositions isotopiques différentes dans certains micro-minéraux :
- une composition isotopique solaire presque dépourvue de deutérium est observée dans les minéraux réduits condensés directement à haute température.
- une composition isotopique terrestre est observée dans des minéraux oxydés avant leur incorporation dans la CAI.
En conclusion, cette dichotomie traduit l'existence de deux réservoirs gazeux dès la formation des CAIs, c'est-à-dire dans les premiers 200 000 ans du système solaire, avant même la formation des premiers embryons planétaires. L'un de ces réservoirs est le gaz solaire à l'origine de toute la matière du système solaire, mesuré directement pour la première fois dans une météorite. Le second est un gaz enrichi en vapeur d'eau, ayant d'emblée la composition isotopique de la Terre. Sa formation peut s'expliquer par un apport massif d'eau interstellaire dans les régions internes chaudes du système solaire lors de l'effondrement de l'enveloppe interstellaire et de la formation du disque protoplanétaire. Son existence précoce implique qu'aucun apport tardif n'est plus nécessaire pour expliquer la composition isotopique de l'eau des océans terrestres, les briques des planètes telluriques s'étant formées dans un gaz ayant déjà cette composition. L'apport interstellaire à l'origine de l'eau planétaire dans le système solaire est sans doute également à l'origine de la plupart des volatils planétaires, tels que l'oxygène et l'azote.
Les laboratoires impliqués sont l’IMPMC (Sorbonne Université), l’IAS (Université Paris-Saclay), le NIMBE (CEA- Université Paris-Saclay) et l’ICMMO (Université Paris-Saclay).
Référence :
J. Aléon, D. Levy, A. Aléon-Toppani, H. Bureau, H. Khodja, and F. Brisset (2022) Determination of the initial hydrogen isotopic composition of the solar system, Nature Astronomy, released 3 february.
