Hors des lieux communs

Évolution de l'atmosphère

Les éruptions volcaniques et le refroidissement de la croûte terrestre établirent, lorsque notre planète était dans son enfance, la composition initiale de ce que l'on retrouve à la surface de notre planète et dans son atmosphère. La surface de notre planète est composée d'un assemblage d'atomes provenant de 92 éléments chimiques.

Les observations des éruptions volcaniques nous donnent une idée de cette atmosphère primitive: H₂O (~ 95%), CO₂, N₂ et du gaz sulfureux. Il n'y avait pas d'O₂ et les plus vieux cailloux de la Terre ne contiennent pas non plus d'O₂. Mais d'où vient cet oxygène que nous respirons ?

La vapeur d'eau de l'atmosphère primitif se condensa et forma les océans, le CO₂ et les gaz sulfureux s'y dissolurent par la suite, laissant le N₂ comme gaz principal. La présence d'eau liquide permis le genèse de la vie et certains de ces organismes, il y a environ 3,5 milliards d'années, développèrent la capacité de convertir le CO₂ en carbone organique via la photosynthèse. Par ce processus, ils libérèrent du O₂ qui s'accumula dans l'atmosphère jusqu'à atteindre le niveau que nous connaissons présentement, il y a 400 millions d'années.

Atmosphère de Mars, de Vénus et de la Terre

Il est instructif de comparer l'atmosphère de notre planète avec celles de ses voisines, Mars et Vénus, pour avoir un aperçu de ce qu'elle aurait pu être dans d'autres conditions.

On croit que les 3 planètes avaient initialement les mêmes composantes, mais aujourd'hui elles sont très différentes.

L'atmosphère de Vénus est environ 100 fois plus épaisse que celle de la Terre et, à cause de sa proximité du Soleil, la température de la jeune Vénus était trop élevée pour que l'eau s'y condense et créée des océans. La conséquence est que l'atmosphère est essentiellement composée de CO₂. La vapeur d'eau dans la haute atmosphère de Vénus s'est décomposée par photolyse en atomes de H, qui se sont ensuite échappés de l'atmosphère, les atomes d'O restant oxydèrent les roches à la surface de la planète. On pense que c'est ce mécanisme qui explique la rareté de l'eau à la surface de Vénus.

Sur la Terre, on ne retrouve que 0,001 % de toute la quantité de l'eau de la planète dans l'atmosphère, le reste est à la surface (principalement dans les océans), ce qui fait que la perte d'eau en haute atmosphère est marginale et est compensée par l'évaporation des océans.

L'atmosphère de Mars est beaucoup plus mince que celle de la Terre et est principalement composée de CO₂. Puisqu'elle est plus petite, elle a une accélération gravitationnelle plus faible, ce qui fait que les atomes de H peuvent s'échapper aisément dans l'espace, de même pour les atomes de N qui sont produit par photolyse du N₂ (ce phénomène, pour le N, est négligeable sur la Terre). Même si le pourcentage de CO₂ sur Mars est grand, son abondance totale est en fait extrêmement petite par rapport à celle de Vénus; on pense que le CO₂ a été retiré de l'atmosphère martienne par des réactions à sa surface qui créa des roches carbonées.

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Référence: Introduction to atmospheric chemistry, Daniel J. Jacob, Princeton University Press, ISBN 0-691-00185-5, p. 87-90