Terre et Mars ne se sont pas formées de la même façon

Le trou de mémoire des planètes rocheuses

Tout commence par un écart que personne n'avait réussi à expliquer. Prenez la composition du Soleil, puis comparez-la à celle du manteau de la Terre, la couche rocheuse qui entoure son noyau. Il manque des éléments. Le sodium, le potassium, le zinc ou le lithium n'y sont pas à leur place attendue. Ils sont là, mais en quantité réduite, comme si quelqu'un en avait prélevé une partie avant que la planète ne se referme.

Ce n'est pas une particularité terrestre. Le manteau de Mars présente le même déficit, avec des proportions différentes. Et les astronomes retrouvent cette signature ailleurs, dans l'atmosphère de certaines naines blanches qui ont avalé des débris rocheux, ou autour d'étoiles jumelles qui semblent avoir ingéré une planète. Le phénomène est donc courant, peut-être universel, et il porte un nom : la dévolatilisation.

Reste à savoir quand et comment elle a eu lieu. Trois familles d'explications se partageaient le terrain. La première invoquait un disque primordial très chaud, où les planètes se seraient formées à partir d'un gaz incomplètement condensé. La deuxième faisait jouer la fusion et l'évaporation de petits corps chauffés par la radioactivité ou par des collisions. La troisième attribuait la perte aux impacts géants, ces collisions monstrueuses entre protoplanètes.

Haiyang Wang et Anders Johansen, les deux premiers auteurs, proposent une quatrième voie, et c'est la nouveauté du travail. Quand un corps grossit dans un disque protoplanétaire, il finit par capturer les grains qui passent à sa portée. Ces grains tombent vers lui, mais avant de se poser sur sa surface, ils traversent l'épaisse atmosphère d'hydrogène et d'hélium que la jeune planète a accumulée. Or cette atmosphère est brûlante. Les éléments volatils des grains y fondent, remontent par convection et repartent dans le disque. La planète, en quelque sorte, recrache une partie de ce qu'elle avale.

La méthode : lire l'histoire dans la chimie

Pour trancher, l'équipe a fait un pari méthodologique. Si chaque voie de formation imprime une signature différente dans les éléments volatils, alors il suffit de lire la composition d'une planète pour savoir comment elle s'est construite. Encore faut-il une mesure fiable de cette signature, et de quoi la comparer.

L'équipe a donc rassemblé, pour treize éléments, la composition du manteau terrestre et celle du manteau martien, issues de décennies de mesures géochimiques. Puis elle a rangé ces éléments par ordre de volatilité, du plus tenace au plus fugitif, et suivi la façon dont leur abondance chute. Pour la référence, elle a pris la composition du Soleil, témoin du mélange de gaz et de poussière d'où tout est parti.

Ensuite vient la partie statistique. L'équipe a simulé la formation de la Terre et de Mars en mélangeant trois ingrédients : une protoplanète formée par galets, un gros impacteur lui aussi formé par galets, et une population de planétésimaux de composition proche de Vesta. Chaque mélange possible produit une composition prévisible. La méthode dite d'inférence bayésienne, qui consiste à confronter des milliers de combinaisons aux données et à retenir celles qui collent le mieux, tout en mesurant l'incertitude, a désigné les proportions les plus probables.

Vesta, le témoin qui change tout

Un point mérite qu'on s'y arrête, car il explique pourquoi le résultat est aussi tranché. Les chercheurs ont besoin de savoir à quoi ressemblait la matière des planétésimaux. Or cette matière avait elle-même perdu ses éléments volatils avant de rejoindre la Terre ou Mars. Quelle recette adopter ?

Le choix s'est porté sur Vesta. Cet astéroïde de 525 kilomètres de diamètre est le seul corps de cette taille que nous ayons pu examiner de près, grâce à la sonde Dawn, et surtout ses fragments nous parviennent en abondance : une bonne partie des météorites retrouvées sur Terre viennent de lui. Ces pierres montrent un appauvrissement marqué en éléments volatils, une signature que les géochimistes connaissent bien.

En adoptant la composition de Vesta comme référence, sans oublier que ce choix reste une hypothèse, l'équipe obtient un ajustement net. Elle a aussi testé une variante plus libre, en laissant le modèle choisir lui-même la composition des planétésimaux. La contribution de ces corps peut alors monter jusqu'à 40 % pour la Terre, mais la conclusion générale ne bouge pas : deux voies ont travaillé ensemble.

Pourquoi la Terre avait le temps, et Mars non

Reste une question de fond : pourquoi deux planètes si proches ont-elles suivi des chemins si différents ? L'équipe avance une explication qui tient à l'encombrement du voisinage.

Une protoplanète n'accumule des galets efficacement que si le disque lui en fournit un flux régulier, et si son orbite reste calme. Un gros corps qui grandit à proximité peut au contraire remuer cette orbite et dévier le flux de grains. Or la Terre s'est développée dans un environnement qui lui a laissé le temps de capturer un flot de galets et d'atteindre une grande masse. Mars, plus petite, semble avoir subi ce brassage, ce qui a ralenti son accumulation de galets et l'a laissée dépendante des collisions avec de gros corps rocheux.

Cette lecture s'accorde avec un indice indépendant, déjà connu : la formation du noyau de Mars a été rapide, en quelques millions d'années seulement, ce qui colle avec un assemblage dominé par des corps rocheux déjà formés.

Le modèle apporte aussi un éclairage sur les éléments essentiels à la vie. Durant la phase d'accumulation par galets, le carbone, l'hydrogène, l'azote ou le soufre sont eux aussi largement évaporés, même si la protoplanète grandit juste au-delà de la limite où la glace d'eau se condense. L'eau et les molécules organiques d'une planète rocheuse arrivent donc plus tard, portées par des galets tardifs ou par des impacts de petits corps, et non pendant la phase principale de croissance.

Ce que cela change

Voilà pourquoi ce résultat dépasse le cas de nos deux voisines. Depuis trente ans, les astronomes découvrent des milliers de planètes rocheuses autour d'autres étoiles, et ils constatent que beaucoup sont appauvries en éléments volatils, tout comme la Terre et Mars. La question était de savoir si cette pauvreté traduisait une propriété de leur étoile ou bien une étape de leur construction.

Le travail répond : c'est une étape de la construction. La composition d'une planète rocheuse devient dès lors un indice de son histoire, une empreinte lisible de la façon dont elle a grossi. Pour les exoplanètes, dont nous ne verrons jamais la surface de près, c'est une information précieuse : elle relie ce que les télescopes mesurent, la masse et le rayon, à un scénario de formation précis.

La méthode ouvre aussi une piste de recherche. Les auteurs publient leurs données et leur code, si bien que d'autres équipes peuvent appliquer le même raisonnement aux planètes de systèmes stellaires éloignés, et comparer les recettes. Une chose est sûre : la famille des planètes rocheuses n'est pas une uniformité, et la Terre n'est qu'une recette parmi d'autres.

Pour aller plus loin

• Les notions de base : le Système solaire, Mars, les astéroïdes et les exoplanètes dans notre glossaire.
• Le ciel sous vos yeux : suivez Mars au fil des mois avec la carte du ciel interactive, ou préparez une soirée d'observation avec notre guide.
• Les sources : l'article scientifique Wang et al., Nature Astronomy (2026), en accès libre, et sa prépublication sur arXiv.