| VII. Le tableau des temps géologiques et l'âge de la Terre | Page de titre | IX. La Terre avant les temps géologiques |
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« D’où est né ce monde, et a-t-il été façonné par une main divine ou non ? »
L’homme, avec toutes ses limites, s’est interrogé depuis des temps immémoriaux sur l’origine de la Terre, son foyer, et des étoiles qui peuplent la voûte céleste. Ce n’est toutefois qu’au cours des derniers siècles que cette question a été abordée selon une approche scientifique, et le problème occupe depuis plus d’un siècle une place centrale dans la pensée astronomique. Néanmoins, la solution n’est pas encore définitivement trouvée, et différentes hypothèses seront présentées dans les pages qui suivent. Celle retenue dans cet ouvrage comme la plus plausible est celle de Chamberlin et Moulton, qui postule que le système solaire s’est formé à partir du Soleil lui-même, suite à un passage rapproché accidentel d’une autre étoile au début de leur vie respective.
Il n’existe pas de discipline plus fascinante que l’astronomie. Elle nous transporte au-delà de la Terre, de la Lune et du Soleil, jusqu’aux étoiles brillantes, et au-delà des étoiles, vers les innombrables univers spiraux. Les distances mesurables entre les étoiles sont si vastes qu’elles dépassent toute compréhension, et au-delà, l’espace semble s’étendre à l’infini. « Il existe peut-être un million d’autres univers, aussi grands que le nôtre et chacun abritant un milliard de soleils, à la portée de nos plus grands télescopes » (Curtis). Un espace sans limite, où se meuvent d’innombrables systèmes d’astres en une merveilleuse configuration : telle est la majesté de l’univers. Et partout dans cet univers règne une loi, donc un ordre. C’est l’immensité de l’astronomie qui rend la question d’autant plus insoluble : quel est le sens de tout cela ? Depuis longtemps, l’homme penseur médite sur les étoiles, l’infinité de l’espace, l’indestructibilité de la matière, et, face à son impuissance, il a cherché refuge dans la religion et dans des puissances surnaturelles imaginaires qui ordonneraient les lois de la nature. Qui peut le nier, qui peut l’affirmer ?
¶ Les nébuleuses
Lorsque nous observons les astres les plus proches, nous apercevons le Soleil et sa famille de planètes, qui [ p. 108 ] composent le système solaire. Dans l’espace infini, au-delà, se trouvent les étoiles, et parmi elles et au-delà encore, on distingue différents types de nébuleuses (« petits nuages », ainsi nommées car, observées au télescope, leur matière ressemble à de petits nuages). Les nébuleuses, comme les étoiles, sont des masses lumineuses, mais elles sont beaucoup moins denses et bien moins nombreuses que les étoiles. « Là où les étoiles sont rares, les nébuleuses abondent, et là où les étoiles abondent, les nébuleuses sont rares. » Parmi les nébuleuses les plus brillantes, on sait depuis longtemps qu’il en existe deux ou trois cents dans et autour de la Voie lactée, et environ quatre cents de toutes sortes sont connues dans cette région du ciel. Ce sont les nébuleuses gazeuses. La grande majorité des nébuleuses, cependant, connues sous le nom de nébuleuses blanches, faibles ou spirales, sont absentes de cette partie du ciel.
Nébuleuses vertes. — Les nébuleuses gazeuses se condensent extrêmement lentement en masses plus chaudes, puis en étoiles nébuleuses. Cependant, dans certaines d’entre elles, aucun centre de condensation n’est visible. Les nébuleuses vertes, au sein de notre galaxie, sont des corps de gaz incandescents extrêmement raréfiés, dont la surface est proportionnellement très grande à leur contenu thermique. Orion est l’une de ces nébuleuses visibles à l’œil nu. Ces nébuleuses vertes sont constituées de matière à l’état élémentaire, essentiellement de nébulium, et leur matériau est en perpétuelle transformation. Toutefois, comme elles ne semblent pas avoir d’incidence directe sur l’évolution d’un système tel que notre système solaire, il n’est pas nécessaire de les étudier plus en détail.
« Il est tout à fait possible, voire probable, explique Campbell, que les masses gazeuses ne soient pas systématiquement passées directement à l’état stellaire. Les matériaux d’une nébuleuse gazeuse peuvent être si fortement atténués, ou répartis de manière si irrégulière dans un vaste volume d’espace, qu’ils se condensent en solides, de petites particules météoritiques par exemple, avant de s’assembler pour former des étoiles. On pense que de telles masses ou nuages de matière non brillante ou invisible existent en grande quantité au sein du système stellaire… Que cette matière soit finalement attirée par les étoiles déjà présentes dans le voisinage, ou qu’elle se condense en de nouveaux centres pour former d’autres étoiles, nous ne pouvons guère en douter. »
Il ne devrait apparemment pas y avoir de « trous noirs » ou d’espaces non lumineux dans les régions denses du système stellaire. Campbell pense que ces « trous » dans certaines parties du ciel sont dus à des « matières invisibles entre nous et les étoiles », autrement dit, les étoiles sont ici cachées par de la matière qui occulte la lumière qu’elles nous envoient. Newcomb et Kelvin ont montré qu’il y a beaucoup plus de matière invisible dans le système stellaire que dans les étoiles visibles.
Nébuleuses spirales ou blanches. — Nous avons vu que les nébuleuses vertes sont associées à notre système stellaire, la galaxie, et que notre Soleil, avec ses planètes et ses lunes, fait partie intégrante de ce système. Mais au-delà de la galaxie, il existe d’innombrables autres nébuleuses, les blanches, qui présentent une structure spirale. Ces nébuleuses spirales méritent une attention particulière, car elles interviennent dans certaines théories sur l’origine de la Terre, qui seront décrites plus loin.
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On sait désormais que la grande majorité des nébuleuses sont de type spiral. Environ un million de nébuleuses spirales sont à la portée des lentilles des grands télescopes réflecteurs. L’origine de leur lumière blanche demeure inconnue, bien que l’hypothèse ait été avancée qu’il s’agirait de la lumière combinée de millions de soleils (voir figure ci-dessous).
La forme dominante des nébuleuses blanches est, comme mentionné précédemment, la spirale. La plus grande est la nébuleuse d’Andromède, dont le diamètre est des centaines de milliers de fois supérieur à la distance Terre-Soleil. Pourtant, elle n’est visible à l’œil nu que par temps très clair, en raison de son extrême finesse et de son éloignement considérable. Vues de profil, les nébuleuses spirales sont fines et en forme de disque ; la matière y est également répartie de manière irrégulière. Leur caractéristique la plus marquante est la présence de deux bras principaux qui émergent de côtés diamétralement opposés du noyau et s’en éloignent de manière concentrique. On observe souvent plus de deux bras dans la partie extérieure, et la matière y est abondamment dispersée de façon irrégulière. Leur disposition en spirale témoigne de leur rotation rapide.
Campbell se demande : « Les nébuleuses spirales font-elles partie de notre système solaire ou y sont-elles rattachées, ou bien sont-elles situées à des distances considérables de nous ? […] L’ancienne hypothèse [d’Herschel et de Kant] selon laquelle les nébuleuses non résolues seraient d’autres grands univers d’étoiles très éloignés du nôtre est de nouveau considérée avec intérêt. » Certaines nébuleuses spirales « contiennent suffisamment de matière pour former… [ p. 110 ] peut-être des millions d’étoiles d’une masse comparable à celle de notre Soleil. » De plus, leurs mouvements d’approche et d’éloignement sont très rapides, environ vingt à trente fois plus rapides que ceux des étoiles de notre système solaire. Campbell privilégie donc l’hypothèse selon laquelle les nébuleuses spirales sont des corps extrêmement distants, des systèmes stellaires indépendants à différents stades de développement, et indépendants du nôtre. Humboldt les a longtemps appelées « univers-îles ».
¶ Évolution des étoiles
Quel spectacle merveilleux que celui du ciel par une nuit claire et sombre, surtout dans l’air raréfié d’un sommet montagneux ou sous le climat aride du désert ! On y distingue distinctement des centaines d’étoiles scintillantes, grandes et petites, de couleurs variées, se détachant sur le noir profond de l’espace infini. La Voie lactée, aux confins de la galaxie, s’étend à travers tout le ciel comme un nuage irrégulier et vaporeux d’un blanc argenté, et elle aussi est composée d’innombrables étoiles. Les plus grandes de toutes les étoiles apparentes sont bien sûr mieux visibles en début de soirée et au petit matin – les étoiles du soir et du matin, comme on les appelle, bien qu’il ne s’agisse pas d’étoiles mais de planètes de notre système solaire qui brillent grâce à la lumière réfléchie du soleil.
Toutes les étoiles visibles sont des corps lumineux et la plupart d’entre elles ont une taille jusqu’à quarante fois supérieure à celle du Soleil, tandis que Bételgeuse a un diamètre environ 250 fois plus grand que celui du Soleil (1 390 000 km). Le Soleil est l’étoile la plus proche, et pourtant, il se situe en moyenne à quelque 150 000 000 km. L’étoile fixe la plus proche, en revanche, est plus de 200 000 fois plus éloignée que le Soleil ; néanmoins, la plupart des gens peuvent observer au moins 250 étoiles depuis n’importe quel endroit, et une bonne vue peut en distinguer environ 800. L’étoile brillante Arcturus, qui émet une lumière très semblable à celle du Soleil, aurait un volume 50 000 fois supérieur à celui du Soleil et se situerait à 200 années-lumière de celui-ci. La lumière se propage à la vitesse de 300 000 km par seconde, et une année-lumière équivaut à 63 000 fois la distance Terre-Soleil. Autrement dit, une année-lumière équivaut à six millions de mille miles.
Les étoiles sont toutes en mouvement, se déplaçant en moyenne à environ 25 kilomètres par seconde. Environ 20 % d’entre elles semblent immobiles, mais les autres se déplacent dans deux directions opposées, comme si deux essaims d’abeilles étaient intimement mêlés et que l’un traversait l’autre à angle droit.
Étoiles sombres. — De nombreuses « étoiles sombres », ayant achevé leur évolution, sont désormais froides et non lumineuses. Leur nombre exact est inconnu, mais elles sont probablement plus nombreuses que les étoiles brillantes. Nous ignorons tout des planètes et satellites autres que ceux de notre système solaire, [ p. 111 ] et il est possible que certaines de ces étoiles sombres deviennent des comètes de la famille solaire.
Forme et taille du système stellaire. — Les astronomes nous expliquent que le système stellaire, ou galaxie (ensemble d’étoiles soumises à une même force gravitationnelle), a approximativement la forme d’une montre de poche très plate. Ses dimensions sont colossales, et les astronomes de l’observatoire du Mont Wilson, en Californie du Sud, estiment son plus grand diamètre à environ deux millions d’années-lumière. En regardant vers l’équateur du système stellaire, ou Voie lactée, on observe la plus grande profondeur d’étoiles, tandis que la profondeur est bien moindre dans les régions axiales ou polaires de la galaxie.
Origine des étoiles. — Les étoiles se forment à partir de matière nébuleuse, les nébuleuses vertes étant à l’état gazeux, et leur évolution se poursuit par condensation et perte de chaleur par rayonnement, donnant naissance à des étoiles plus petites, plus complexes et plus chaudes.
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La grande nébuleuse d’Orion (Fig., p. 111) est considérée comme étant dans la première période de l’histoire d’une étoile, car ici le gaz de nébulium est extrêmement ténu et les étoiles qui s’y condensent semblent indiquer que toute la masse nébuleuse nuageuse est également en mouvement interne lent.
Étoiles géantes. — Les astronomes ont désormais une bien meilleure compréhension de l’évolution des étoiles et les ont classées en deux séries évolutives : les étoiles géantes, qui se réchauffent progressivement, et les étoiles naines, qui se refroidissent progressivement. Autrement dit, les étoiles géantes se trouvent aux premiers stades de leur évolution, sont infiniment plus grandes que notre Soleil, ont une température beaucoup plus basse et leurs gaz sont aussi diffus que ceux d’un tube à vide. Selon Jeans, le volume des étoiles géantes est environ un million fois plus important que celui des étoiles naines.
Bételgeuse, l’étoile rouge de la constellation d’Orion, est l’une des plus grandes étoiles géantes connues, avec un diamètre d’environ 346 millions de kilomètres (Hale). Son volume dépasse celui du Soleil au moins un million de fois, bien que sa masse ne soit probablement pas plus de dix fois supérieure. La densité de son gaz excède à peine un millième de celle de notre atmosphère. Selon Hale, les trois quarts des étoiles visibles à l’œil nu se trouvent dans cette phase, et Antarès et Aldébaran en sont d’autres exemples. Lentement, au fil du temps, les étoiles géantes se contractent par perte constante de chaleur par rayonnement, tandis que leur température augmente, ce qui explique leur changement de couleur du rouge au blanc bleuté. Ce processus de contraction et d’élévation de température se poursuit tant que les étoiles restent à l’état de gaz parfait. L’apogée de cette évolution, ou réchauffement, est atteint chez les étoiles bleu-blanc extrêmement chaudes de la classe de l’hélium. La densité de ces étoiles est peut-être dix fois inférieure à celle du soleil, et cette dernière a une densité 1,4 fois supérieure à celle de l’eau.
Viennent ensuite les phases de refroidissement, la phase descendante du cycle évolutif. Dès que la contraction a augmenté la densité du gaz au-delà d’un certain seuil, la température commence à baisser. La lumière blanc bleuté de l’étoile devient jaunâtre, et l’évolution stellaire entre alors dans la phase de nanisme. Notre Soleil illustre bien cette étape. La densité augmente, dépassant celle de l’eau, comme c’est le cas pour le Soleil, et la dépassera encore davantage lors des évolutions ultérieures. Au fil de millions d’années, une teinte rougeâtre réapparaît, pour finalement virer au rouge profond. L’étoile la plus dense connue est la « Nouvelle Variable », située légèrement au sud de la Grande Ourse. Elle est aussi dense que les roches de la surface terrestre, avec une densité comprise entre 3,1 et 4,8. Curieusement, elle brille intensément, étant de magnitude 11. Ainsi, on observe l’existence de jeunes étoiles géantes rouges où les gaz sont peu condensés, et d’étoiles naines rouges dont la condensation est très avancée. Ces dernières sont les étoiles les plus anciennes et sont proches de l’extinction en tant qu’émettrices de lumière. À mesure que les étoiles naines se refroidissent, la baisse de température permet aux éléments de s’unir en composés de plus en plus complexes. Finalement, toute émission de lumière cesse et l’étoile atteint son état ultime : un extérieur froid et sombre, mais un intérieur plus ou moins chaud.
Étoiles à hélium. — L’étude de la lumière (spectres) des étoiles a permis de découvrir que les nébuleuses gazeuses [ p. 113 ] de type Orion se transforment en étoiles composées majoritairement d’hélium. Ce sont les étoiles blanc bleuté, le stade final de la chaîne ascendante des étoiles géantes en réchauffement. Les étoiles à hélium possèdent les vitesses stellaires les plus faibles connues, et celles des autres étoiles augmentent des étoiles à hélium aux étoiles à hydrogène et aux étoiles solaires, puis aux étoiles rouges. Les étoiles à hélium sont jeunes, leur mouvement est lent et elles n’ont pas beaucoup dévié de leur lieu de naissance dans la Voie lactée. Les étoiles naines, plus matures, ont quant à elles parcouru de grandes distances depuis leur point d’origine.
Étoiles à hydrogène ou étoiles de Sirius. — Viennent ensuite, dans l’ordre d’évolution des étoiles naines, les étoiles semblables à Sirius. Leur spectre est marqué par des raies d’hydrogène bien visibles, associées à des raies plus discrètes du fer, du sodium, du magnésium, etc. Elles ne possèdent pas d’atmosphère dense et absorbante, et c’est pourquoi, en raison de cette absence d’atmosphère et de leur température extrêmement élevée, elles nous apparaissent comme des étoiles blanches ou blanc bleuté. Ces étoiles, bien que relativement condensées, sont néanmoins beaucoup moins denses que le Soleil.
Étoiles solaires ou métalliques. — La condensation croissante produit une atmosphère absorbante de plus en plus épaisse, et le filtrage de la lumière qui en résulte confère aux étoiles une teinte jaunâtre ou rougeâtre. On pense que les étoiles solaires ou jaunâtres ont atteint leur maturité stellaire — ce sont des étoiles d’âge moyen — et, comme le Soleil, elles possèdent une atmosphère absorbante épaisse ; leur intérieur, cependant, est encore gazeux, bien [ p. 114 ] que soumis à une forte compression. La température du Soleil est de l’ordre de 6 000 °C absolus, soit près du double de la température de la lumière de l’arc (voir Fig., p. 113). Le Soleil, comme beaucoup d’autres étoiles, est de type métallique, un peu plus chaud que les étoiles jaune-rougeâtre ou de type arcturien, et le spectroscope révèle en son sein la présence de vapeurs de fer, de sodium, de magnésium, de calcium, d’hydrogène et de nombreux autres éléments connus sur Terre, mais en général aucun composé d’éléments n’y est présent (Abbot).
Hale décrit ainsi l’apparence du Soleil lors d’une éclipse totale : des flammes d’hydrogène, atteignant parfois des hauteurs de cinq cent mille kilomètres, s’élèvent d’une mer de flammes continue qui entoure complètement le Soleil (voir Fig., p. 113). Ce sont les protubérances, et la mer de flammes continue d’où elles émergent est la chromosphère. S’étendant bien au-delà de ces flammes dans l’espace, parfois à des millions de kilomètres, se trouve la couronne, qui brille d’un éclat argenté légèrement inférieur à celui de la pleine lune.
Étoiles carbonées ou antariennes. — Au cours de leur évolution au-delà du stade solaire, les étoiles deviennent progressivement invisibles. Des étoiles jaunâtres, on passe à celles de couleur orange ou rouge, dont le spectre révèle des raies spectrales caractéristiques du carbone. Cette dernière phase correspond à la dernière période de visibilité stellaire.
Étoiles obscures. — L’évolution se poursuit finalement avec l’apparition d’étoiles obscures ou invisibles, dont l’existence est attestée par la perturbation gravitationnelle qu’elles exercent sur les étoiles voisines. La dernière étape sera la formation d’une enveloppe externe rigide, mais aucune vie ne pourra s’y développer, faute de lumière pour assurer l’environnement nécessaire à leur développement. Le mouvement originel, cependant, se poursuivra, et c’est là que réside la possibilité d’une future collision cataclysmique avec une autre étoile.
Rapidité de l’évolution stellaire. — « En simplifiant à l’extrême, on peut dire que les processus d’évolution d’une nébuleuse étendue à une nébuleuse condensée, puis de cette dernière à une étoile sphérique, sont relativement rapides, généralement limités à quelques dizaines de millions d’années ; mais plus on avance dans le processus de développement, de l’étoile bleue à l’étoile jaune, et peut-être, mais pas certainement, à l’étoile rouge, plus la progression est lente. »
« Il y a des raisons de penser que les processus d’évolution de notre Soleil, et d’autres étoiles également, pourraient être considérablement prolongés par l’influence de l’énergie contenue dans les atomes ou les molécules de la matière qui les composent. Les forces subatomiques présentes dans les éléments radioactifs représentent la forme d’énergie la plus condensée que nous puissions concevoir. On estime que l’énergie subatomique d’une masse de radium est au moins un million de fois supérieure à l’énergie dégagée par la combustion ou toute autre transformation chimique d’une substance ordinaire de même masse. Ces forces radioactives sont libérées avec une extrême lenteur, sous forme de chaleur ou d’un phénomène équivalent ; et si ces substances existent en quantité modérée dans le Soleil et les étoiles, comme c’est le cas dans la Terre, elles pourraient jouer un rôle important dans la prolongation de la durée de vie de ces astres. » (Campbell)
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Nouvelles étoiles. — Comme nous l’avons vu, l’univers galactique doit contenir d’innombrables étoiles mortes, dont chacune pourrait, un jour, par un passage rapproché accidentel près d’une autre étoile, s’illuminer brièvement. Les novae, ou nouvelles étoiles, pourraient être le résultat de telles catastrophes stellaires.
Au début de l’évolution galactique, les rapprochements rapprochés, explique Jeans, ont dû être fréquents, car les étoiles étaient alors beaucoup plus proches les unes des autres qu’elles ne le sont aujourd’hui, leurs vitesses relatives probablement beaucoup plus faibles et leurs densités très basses.
Ces nouvelles étoiles sont de superbes catastrophes stellaires qui apparaissent soudainement dans le ciel, presque toujours dans la Voie lactée, là où aucune étoile n’était connue auparavant. Leur nombre connu est limité. Elles atteignent généralement leur brillance maximale en quelques jours, et certaines ont vu leur luminosité multipliée par dix mille en deux ou trois jours. Elles deviennent invisibles en quelques semaines ou quelques mois.
« Une nova », explique Campbell, « semble s’expliquer le mieux par la théorie selon laquelle une étoile sombre ou relativement sombre, se déplaçant rapidement dans l’espace, rencontre une résistance, telle que celle qu’offre une grande nébuleuse ou un nuage de particules. En traversant le nuage, la face avant de l’étoile est heurtée à grande vitesse par les matériaux résistants. Les couches superficielles s’échauffent et la luminosité de l’étoile augmente rapidement. » Reynolds (1923) soutient que les novae pénètrent dans des nébuleuses planétaires.
¶ Météorites et comètes
Nous devons ici faire une petite digression pour étudier les météorites, car elles représentent assez bien la nature de toute matière interplanétaire dispersée de type solide qui aurait pu être disponible pour la formation de petites planètes et de satellites, comme postulé dans la théorie de Chamberlin sur l’origine de la Terre, qui sera bientôt décrite.
Par presque toutes les nuits sombres, on peut apercevoir [ p. 116 ] des traînées de lumière blanches ou vertes brillantes filant à grande vitesse et dans toutes les directions à travers le ciel. Ces traînées lumineuses, communément appelées « étoiles filantes » ou « pierres tombantes », sont causées par des corps solides dont la masse varie de 5 grammes à au moins 37,5 tonnes lorsqu’ils atteignent la Terre (Fig., pp. 116, 117). Bien que peu d’entre elles soient visibles à l’œil nu, on estime que 20 millions de météorites percutent la Terre ou son atmosphère chaque jour, et pourtant, les géologues n’en connaissent qu’environ 815 (dont 260 américaines). On estime également qu’environ 100 000 tonnes de poussière météorique s’ajoutent chaque année à la Terre. Les météorites sont des fragments incontestables d’autres mondes qui traversent notre atmosphère à grande vitesse. La vitesse initiale de l’impact est si élevée, jusqu’à 72 kilomètres par seconde, que les météores sont chauffés au point de se dissiper sous forme de gaz lumineux par la friction générée lors de leur passage dans l’atmosphère terrestre. Ils ne deviennent donc visibles qu’au moment de leur désintégration, et ce phénomène dépend de la collision avec la Terre.
Les météorites semblent être des comètes désintégrées, attirées par le Soleil et la Terre depuis les confins de l’espace solaire. Elles nous apportent des échantillons de leur composition et la preuve qu’elles sont très proches, par leurs éléments chimiques, de ceux de notre Soleil et de notre Terre, bien que leurs proportions et parfois leurs combinaisons diffèrent considérablement. On connaît plus de quarante éléments dans les météorites, les plus abondants étant l’aluminium, le calcium, le carbone (sous forme de graphite et de diamants), le fer, le magnésium, le nickel, l’oxygène, le phosphore, le silicium et le soufre.
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Il existe une grande variété de météorites, que Merrill classe comme suit : (1) les météorites pierreuses (basaltiques et chondritiques) ou aérolites, composées essentiellement de minéraux silicatés avec de faibles quantités d’alliages métalliques et de sulfures (Fig. ci-dessous) ; (2) les météorites mixtes pierre-fer ou sidérolites, composées de métaux et de minéraux silicatés ; et (3) les grandes météorites de fer ou sidérites, essentiellement un alliage de nickel, de fer et de cobalt, avec des phosphures et des sulfures de fer (Fig., pp. 116, 118). « Il est évident que les météorites se sont formées dans des conditions de faible teneur en oxygène et que, depuis leur formation, elles ont été soumises à des températures élevées et au pouvoir réducteur des gaz » (Merrill).
Chamberhn considère les météorites comme « un simple résultat fortuit de l’activité stellaire et planétaire. Leur genèse est un phénomène entièrement secondaire et ne justifie en rien de les considérer comme la matière première des grandes nébuleuses ou des systèmes stellaires… On suppose que cette matière dispersée est captée petit à petit par tous les corps plus importants, comme le fait quotidiennement la Terre. »
Les comètes et leur relation avec les météores. — Les comètes, comparées à la Terre ou à la Lune, sont des corps nettement plus petits et font désormais partie de la constellation du Soleil. À l’origine, il s’agissait de corps interstellaires sombres déviés de leur trajectoire par l’attraction gravitationnelle du système solaire. Elles passent la majeure partie de leur temps aux confins du système solaire et orbitent autour du Soleil, généralement d’ouest en est. La plupart ne sont visibles qu’une seule fois, mais au moins soixante d’entre elles sont périodiques et décrivent de courtes ellipses autour du Soleil. Les comètes développent une queue lorsqu’elles s’approchent du Soleil ; cette queue est composée de gaz et de fines poussières qui sont projetées dans l’espace par la pression de la lumière et sont ensuite observées grâce à la lumière réfléchie par le Soleil.
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Les têtes des comètes périodiques ont une apparence plus diffuse que celles des autres comètes, et l’on pense qu’elles sont principalement constituées de petits corps distincts maintenus ensemble par leur faible gravitation. À chaque passage près du Soleil, ces corps se dispersent de plus en plus, et la comète finit par devenir invisible, tout en conservant l’apparence d’un essaim de météores. Cinq de ces essaims sont connus : ceux d’avril et d’août, les Perséides ; ceux de novembre, les Léonides ; et la comète de Biela. « De toute évidence, explique Campbell, les matériaux cométaires ont été progressivement dispersés par l’effet désintégrant de l’attraction solaire, et les particules isolées ont été contraintes de suivre des orbites légèrement différentes les unes des autres, et des orbites connues des comètes. »
¶ Théories de l’origine solaire
De plus en plus de géologues et d’astronomes abandonnent la théorie de Laplace sur l’origine de la Terre à partir du Soleil et adhèrent davantage à l’hypothèse de Chamberlin-Moulton. Cette dernière explication sera toutefois mieux comprise si l’on retrace l’histoire de l’essor de la théorie laplacienne.
Hypothèse nébulaire de Kant. — L’astronomie et la physique ont reçu un grand élan du principe de gravitation universelle de Newton, présenté au monde en 1687, principe qui a conduit à une conception solide de l’évolution du système solaire. Ce principe newtonien était à la base de l’hypothèse nébulaire d’Emmanuel [ p. 119 ] Kant, que ce professeur de mathématiques et de géographie physique à Knigsberg a présentée en 1755.
D’après Iddings, Kant concevait que l’univers aurait pu se développer à partir du chaos et que l’espace était rempli d’une matière fondamentale très variée quant à sa masse, sa densité et son pouvoir d’attraction. Il soutenait que, puisque les planètes et leurs satellites se déplaçaient en parfaite harmonie les uns avec les autres et en relation définie avec un soleil central, séparés par des espaces vides, il devait y avoir eu une diffusion de leur substance à travers l’espace, suivie d’une ségrégation en masses planétaires.
L’attraction mutuelle des particules engendrerait un mouvement dans toutes les directions au sein de l’essaim. Les plus denses deviendraient, avec le temps, des noyaux de condensation. Il en résulterait ainsi des zones ou des anneaux de particules distinctes se séparant en noyaux de condensation, qui, par condensation supplémentaire, formeraient des planètes et des satellites, le noyau central prépondérant devenant le Soleil, extrêmement chaud.
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« L’hypothèse de Kant, explique Campbell, souffrait du grave défaut de vouloir prouver trop de choses. Partant de la matière au repos, elle s’est heurtée à l’échec en tentant d’attribuer un mouvement de rotation à la masse entière par la seule action des forces internes – une impossibilité. L’idée kantienne de noyaux ou de centres d’attraction gravitationnelle, dispersés çà et là dans la masse chaotique, qui ont donné naissance aux planètes et à leurs satellites, est très précieuse. »
Théorie nébulaire ou Théorie de la Terre chaude de Laplace. — La célèbre théorie de l’astronome français Laplace expliquant l’origine du système solaire a dominé la pensée mondiale dès sa publication en 1796 et sa modification ultérieure en 1824. Laplace pensait que notre Soleil ancestral, bien avant de donner naissance à sa famille de huit planètes (quatre [ p. 121 ] grandes planètes extérieures et quatre petites planètes intérieures), leurs vingt-six satellites et l’anneau de plus de neuf cents planétoïdes, était à l’origine à l’état de vapeur lumineuse. Cette vapeur s’étendait même au-delà de l’orbite de Neptune, la planète la plus éloignée. Autrement dit, le Soleil gazeux avait alors un diamètre d’au moins 5 600 000 000 de kilomètres, et son gaz devait être incroyablement ténu, plusieurs centaines de millions de fois moins dense que l’air que nous respirons.
Laplace représentait notre Soleil ancestral comme une nébuleuse de gaz en rotation, se contractant lentement par perte de chaleur par rayonnement et laissant derrière elle neuf anneaux de gaz libérés de la région équatoriale de sa masse. Chacun de ces anneaux se condensait ensuite en une planète ou un anneau de planétoïdes. Si importante que fût cette naissance des planètes, leur masse totale ne représente pas plus de 0,5 % de celle du Soleil. Or, selon Campbell, l’abandon successif de neuf anneaux de matière gazeuse, chacun tournant comme une structure solide, est inconcevable.
Laplace soutenait également que les planètes gazeuses laissaient derrière elles un ou plusieurs anneaux équatoriaux qui se seraient ensuite condensés en lunes. Dans le cas de Saturne (voir Fig., p. 119), certains anneaux ont subsisté tels quels, mais on sait aujourd’hui qu’ils ne sont pas gazeux, mais composés de fragments de matière solide. Cependant, comme tous les satellites devraient tourner dans le même sens que leur planète hôte, c’est-à-dire d’ouest en est, dans le sens horaire, le fait que huit d’entre eux ne suivent pas cette règle est fatal à la théorie de Laplace : il s’agit des quatre lunes d’Uranus, de celle de Neptune, de la neuvième lune (ou lune la plus éloignée) de Saturne, et des huitième et neuvième lunes de Jupiter.
Des objections à cette théorie ont été soulevées à diverses reprises au cours du XIXe siècle, dont certaines ont déjà été mentionnées. En voici d’autres : (1) Aucune nébuleuse ressemblant étroitement à la nébuleuse annelée supposée avoir donné naissance au système solaire n’a encore été découverte. (2) La masse solaire très étendue en rotation violerait irrémédiablement la loi de constance du moment cinétique (terme technique désignant l’énergie du corps en rotation). (3) Le système solaire laplacien devrait être régulier dans toutes ses composantes, or le système solaire tel qu’il existe est une « combinaison de régularités et de nombreuses irrégularités surprenantes » (Campbell). (4) Même si les anneaux s’étaient formés, Moulton a démontré qu’il aurait été impossible pour cette matière nébulaire de s’agglomérer pour former une planète.
Théorie de Jeans sur l’évolution de la Galaxie et du Système solaire. — Selon Jeans, à l’origine, toutes les étoiles de notre univers galactique formaient une masse unique de gaz extrêmement ténu en rotation lente. Cette masse se contracta par perte d’énergie [ p. 122 ] due au rayonnement, augmentant ainsi sa vitesse angulaire jusqu’à prendre une forme lenticulaire. Dès lors, toute contraction supplémentaire était mathématiquement impossible et le système dut se dilater. Le mécanisme de cette expansion était assuré par l’éjection de matière depuis le bord de la forme lenticulaire ; le centre lenticulaire formait alors le noyau d’une nébuleuse spirale de type normal, et la matière éjectée formait les bras. (Voir Fig., p. 109.) Les longs filaments de matière constituant les bras, étant gravitationnellement instables, s’organisèrent d’abord en chaînes de condensations autour des noyaux, puis formèrent des masses de gaz détachées. Avec la contraction continue, la température de ces masses augmenta jusqu’à ce qu’elles atteignent l’incandescence et brillent comme des étoiles lumineuses. La majorité des étoiles se sont détachées de leurs voisines et ont ainsi formé notre univers galactique actuel, dans lequel la forme aplatie de la nébuleuse originelle peut encore être tracée dans la concentration autour du plan galactique, tandis que le mouvement originel le long des bras nébulaires persiste encore sous la forme de « flux d’étoiles ».
Le système solaire de l’univers galactique ne s’est cependant pas formé à la suite d’une fragmentation rotationnelle, comme notre galaxie et les nébuleuses spirales, mais s’est développé à partir d’une perturbation de marée causée par le passage rapproché d’une autre étoile près du soleil.
Il a dû arriver, à intervalles réguliers, que deux étoiles se croisent relativement près l’une de l’autre dans leur mouvement à travers l’univers. Nous supposons que notre Soleil a connu une telle rencontre : une étoile plus massive que la moyenne est passée à une distance équivalente à son diamètre. Il en a résulté l’éjection d’un flux de gaz du Soleil vers cette étoile. À cette époque, le Soleil était probablement sombre et froid, sa densité si faible que son rayon était peut-être comparable au rayon actuel de l’orbite de Neptune. Ce flux de matière éjecté s’est condensé en noyaux détachés qui ont formé les planètes. Les planètes les plus liquides, à l’extrémité de la chaîne, étaient les moins massives ; le centre gazeux de cette chaîne de matière éjectée a formé les planètes Jupiter et Saturne, plus massives.
Théorie planétésimale ou de la Terre froide de Chamberlin et Moulton. — Ces auteurs postulent que les matériaux composant aujourd’hui le Soleil, les planètes et les satellites ont une origine biparentale. Suite à un rapprochement important, une nébuleuse a été générée à partir du Soleil pour former ses satellites. Autrement dit, la nébuleuse solaire secondaire n’était guère plus qu’un ensemble de filaments nébuleux et enchevêtrés, éjectés du Soleil et enroulés en spirales autour de lui par l’attraction conjointe de cette nébuleuse et d’une étoile de passage.
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« L’hypothèse de Chamberlin et Moulton présente l’avantage d’une masse mère en rotation, pratiquement dans un même plan, et d’une distribution des matériaux autour du noyau aussi proche que possible de la distribution connue de la matière dans le système solaire. […] En effet, elle conserve tous les avantages des propositions de Kant. Elle semble posséder la flexibilité nécessaire pour rendre compte des irrégularités que nous observons dans notre système » (Campbell).
Les nœuds de la nébuleuse solaire jouent un rôle primordial dans l’interprétation de la genèse immédiate des planètes, planétoïdes et satellites, car ils servaient de centres de collecte pour la matière dispersée semblable à de la poussière, les planétésimaux, les minuscules particules de la nébuleuse solaire secondaire.
L’étudiant doit veiller à ne pas confondre la nébuleuse solaire, de forme spirale, avec les vastes nébuleuses spirales, les « univers-îles », puisque ces dernières se condensent en galaxies, tandis que la nébuleuse solaire n’a donné naissance qu’à la constellation du Soleil.
Selon l’hypothèse des planétésimaux, la Terre en formation a connu six étapes avant le début des temps géologiques.
On peut les décrire brièvement comme suit :
(1) Phase nucléaire. — La Terre a commencé sa vie sous la forme d’un nœud nébulaire dont le diamètre était probablement compris entre 2000 et 3000 miles. Au début, la matière discrète était maintenue ensemble par la gravité mutuelle, puis l’ensemble s’est progressivement transformé en une masse solide.
(2) Phase volcanique initiale. — Avant que le noyau n’atteigne une part importante de la masse actuelle de la Terre, l’autocompression due à sa propre gravité, alors que son diamètre était inférieur à 4 800 kilomètres, aurait produit une chaleur interne suffisante pour atteindre les points de fusion des roches communes sous basse pression. En conséquence, une activité volcanique est rapidement apparue à la surface de la Terre en formation. La chaleur interne pourrait provenir en partie de la chute de planétésimaux, et une quantité inconnue [ p. 124 ] a probablement été héritée du nœud nébulaire qui constituait le noyau terrestre originel. La principale source de chaleur interne est cependant attribuée à la condensation interne progressive du corps en croissance, à mesure que des planétésimaux s’y ajoutaient. Une autre source de chaleur résidait dans le réarrangement atomique et moléculaire du noyau en formation.
(3) Stade atmosphérique initial. — Au stade nucléaire, la Terre était trop petite pour retenir à sa surface les gaz d’une atmosphère. Mais lorsqu’elle atteignit au moins un dixième de sa masse actuelle, elle possédait probablement une atmosphère rudimentaire, comme Mars. En grandissant, elle commença à attirer les molécules atmosphériques et développa la capacité de retenir une atmosphère. Le diamètre de la Terre était alors probablement d’environ 6 750 kilomètres, et avec l’apparition de l’activité volcanique, de nouveaux gaz vinrent enrichir son atmosphère.
(4) Stade hydrosphérique initial. — Lorsque la Terre eut atteint une taille suffisante, la vapeur d’eau fut retenue dans l’atmosphère. Lorsque le point de saturation fut finalement atteint, elle se transforma en liquide, donnant naissance à l’hydrosphère. L’eau s’accumula à la surface, formant d’innombrables petites dépressions ou lacs. Ces étendues d’eau furent à l’origine des bassins océaniques. Ainsi, la différenciation des régions océaniques, plus denses, des protubérances continentales, plus légères, commença presque aussitôt que l’hydrosphère commença à se former, c’est-à-dire lorsque la Terre atteignit la taille de Mars.
(5) Stade initial de la vie. — Les conditions propices à la vie n’existaient pas avant un développement notable de l’atmosphère et de l’hydrosphère, mais il est possible que certaines formes de vie soient apparues bien avant que la Terre n’ait atteint sa pleine maturité.
(6) Dernière étape de l’accrétion des planétésimaux. — Durant toutes les étapes précédentes, la Terre s’est lentement agrandie, et selon Chamberlin, cette croissance était extrêmement lente. Finalement, le moment est venu où pratiquement tous les planétésimaux de la nébuleuse originelle, sous l’influence de l’attraction terrestre et lunaire, se sont rassemblés. La Terre avait alors probablement un diamètre équatorial considérablement plus grand qu’aujourd’hui. Cette étape a marqué la fin du temps cosmique dans l’histoire de la Terre.
(7) Stade de gradation. — Après l’arrêt de la croissance de la Terre, sa surface n’était plus soumise à un enfouissement continu, mais exposée dès lors à l’action de l’air, de l’eau, de la chaleur et du froid, qui érodaient les hauteurs pour combler les basses terres. La septième étape englobe donc toute l’échelle des temps géologiques, et son processus dominant était la gradation.
Si la Terre était composée de météorites semblables à celles qui s’y accumulent, dont la densité moyenne est de 3,69, et si ces météorites étaient aussi petites [ p. 125 ] que de la poussière, rigides et élastiques, alors la Terre, à la fin de sa période de formation, aurait eu un rayon de 7 300 kilomètres (4 530 miles), avec une densité actuelle de 5,53. Cela représente 917 kilomètres (570 miles) de plus que son rayon actuel (6 375 kilomètres ou 3 959 miles). À l’origine, la porosité était bien plus importante en raison de la nature granulaire des planétésimaux. Par conséquent, la Terre s’est contractée d’environ 917 kilomètres (570 miles) depuis le début de sa formation (Chamberlin).
Théorie planétoïdale ou de la Terre chaude de Barrell. — Nous avons vu que, selon Chamberlin, les planétésimaux étaient principalement de la taille de poussières et que la Terre et la Lune ont mis un temps extrêmement long à les rassembler. Barrell (1918), quant à lui, considérant que la taille probable des planétésimaux était équivalente à celle des planétoïdes, privilégiait l’idée d’une chute rapide de matière sur le noyau terrestre. Ainsi, la croissance de la Terre s’est déroulée en un temps relativement court, et la chute de masses principalement importantes, atteignant des centaines de kilomètres de diamètre, a conduit à la formation d’une Terre chaude.
Selon Barrell, un quart à la moitié de la matière éjectée du Soleil se trouvait dans les nœuds, le reste sous forme de planétoïdes et de planétésimaux. Quatre petits nœuds représentaient les amorces des quatre petites planètes internes. Au-delà se trouvait la zone des planétoïdes, et comme il n’y avait pas de noyau dominant à cet endroit, ces derniers sont restés jusqu’à nos jours en grande partie à l’état planétoïdal. À l’extérieur de cette dernière zone se trouvaient les quatre noyaux plus importants, les amorces des quatre planètes principales. Ces noyaux et les planétoïdes ont attiré les planétésimaux dans la sphère de leur pouvoir d’attraction.
Chamberlin conçoit la Terre comme un corps solide, et non comme un fluide ou une substance visqueuse après les premiers stades de la nucléarisation. La roche Kquid, générée par compression ou radioactivité lors de la formation de la Terre, est considérée comme ayant été malaxée et comprimée jusqu’à la surface, où elle s’est solidifiée presque aussi vite qu’elle s’était formée.
En revanche, Barrell soutient que la composition chimique des roches ignées, la faible profondeur des variations de densité dans la croûte, la faible quantité de sel dans les océans, les périodes de rotation de la Lune et des planètes, tout cela indique que la Terre était en fusion à la fin de sa formation. Si les océans ont commencé à se former lorsque la Terre atteignait environ la moitié de son diamètre actuel et un huitième de son volume actuel, alors les océans devraient être beaucoup plus salés qu’ils ne le sont, car les sept huitièmes des matériaux accumulés ont subi une altération et auraient dû céder leurs sels aux océans.
L’argument de Barrell en faveur d’une Terre en fusion se fonde comme suit : la ceinture d’astéroïdes, plus précisément de [ p. 126 ] planétoïdes, semble être restée plus proche de son état originel que d’autres parties du système solaire. Le diamètre des astéroïdes connus varie de 780 km (485 miles) à 24 ou 32 km (15 ou 20 miles), la limite de visibilité télescopique, et d’innombrables autres doivent être si petits qu’ils resteront invisibles. La masse totale des astéroïdes, selon des calculs récents, équivaut à moins d’un centième de la masse de la Terre. Par conséquent, les parties invisibles de cet anneau d’astéroïdes ne sont pas sous forme de poussière ou de molécules, mais sous forme de fragments de taille appréciable, pouvant atteindre plusieurs kilomètres de diamètre. De plus, ces masses, en raison de leur faible diamètre et donc de leur faible force gravitationnelle, n’auraient pratiquement aucune capacité de croissance par accrétion. Ils doivent conserver quasiment l’état initial de la nébuleuse, ou plus précisément, de l’essaim météoritique. Leurs observations tendent donc à confirmer l’hypothèse selon laquelle la matière dispersée ajoutée au noyau pour former la Terre était en grande partie d’une taille telle que les planétoïdes individuels auraient pénétré sous la surface de la Terre liquide ou solide. L’énergie d’impact des masses les plus importantes aurait entraîné une liquéfaction locale. Si, de plus, la chute des planétoïdes était suffisamment rapide pour enfouir la chaleur des chutes précédentes avant qu’elle ne puisse se dissiper par conduction vers la surface, un réchauffement et une liquéfaction générale de la Terre auraient eu lieu, dus à la fois à la compression accrue du noyau profond et aux effets des impacts à des niveaux plus élevés.
¶ Lecture collatérale
C. G. Abbot, The Sun. New York (Appleton), 1911.
Svante Arrhenius, Les Destins des étoiles. New York (Putnam), 1918.
Joseph Barrell, L’origine de la Terre. Chapitre I dans « L’évolution de la Terre et de ses habitants », New Haven (Yale University Press), 1918.
W. W. Campbell, « L’évolution des étoiles et la formation de la Terre », Popular Science Monthly, septembre 1915, p. 209-235 ; Scientific Monthly, octobre 1915, p. 1-17 ; novembre 1915, p. 177-194 ; décembre 1915, p. 238-255.
W. W. Campbell, Les nébuleuses. Science, nouvelle série, Vol. 45, pp. 513-548, 1917.
T. C. Chamberlin, L’origine de la Terre. Chicago (University Press), 1916.
G. E. Hale, Les nouveaux cieux. New York (Scribner), 1922.
G. E. Hale, L’étude de l’évolution stellaire. Chicago (University Press), 1908.
J.H. Jeans, Problèmes de cosmogonie et de dynamique stellaire. Cambridge (University Press), 1916.
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