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22.4 : Les 2 premiers milliards d'années de la Terre - Géosciences

22.4 : Les 2 premiers milliards d'années de la Terre - Géosciences


Si vous deviez entrer dans une machine à remonter le temps et visiter la Terre peu de temps après sa formation (il y a environ 4,5 milliards d'années), vous le regretteriez probablement. La morale de l'histoire est que la Terre primitive était un endroit désagréable et qu'un achat de machine à remonter le temps n'est pas quelque chose à prendre à la légère.

Pourquoi la Terre primitive était-elle si méchante ?

La Terre primitive était chaude

Le chapitre 9 explique que la chaleur de la Terre provient de la désintégration des éléments radioactifs à l'intérieur de la Terre, ainsi que des processus associés à la formation de la Terre. Regardons de plus près comment ces processus de formation ont réchauffé la Terre :

  • La chaleur provenait de l'énergie thermique déjà contenue dans les objets qui se sont accumulés pour former la Terre.
  • La chaleur provenait des collisions. Lorsque des objets frappent la Terre, une partie de l'énergie de leur mouvement a déformé la Terre et une partie a été transformée en chaleur. Tapez dans vos mains vigoureusement pour en faire l'expérience à une échelle beaucoup plus petite (et plus sûre !).
  • Au fur et à mesure que la Terre devenait plus grande, sa force gravitationnelle devenait plus forte. Cela a augmenté la capacité de la Terre à attirer des objets vers elle, mais cela a également provoqué la compression du matériau constituant la Terre, un peu comme la Terre se donnant une étreinte gravitationnelle géante. La compression provoque un échauffement des matériaux.

Le chauffage a eu une conséquence très importante pour la structure de la Terre. Au fur et à mesure que la Terre grandissait, elle collectait un mélange de grains minéraux de silicate ainsi que du fer et du nickel. Ces matériaux ont été dispersés sur toute la Terre. Cela a changé lorsque la Terre a commencé à se réchauffer : elle est devenue si chaude que les minéraux de silicate et les métaux ont fondu. La fonte métallique était beaucoup plus dense que la fonte minérale de silicate, de sorte que la fonte métallique a coulé au centre de la Terre pour devenir son noyau, et la fonte de silicate s'est élevée vers le haut pour devenir la croûte terrestre et le manteau. En d'autres termes, la Terre s'est démêlée. La séparation des minéraux silicatés et des métaux en une couche externe rocheuse et un noyau métallique, respectivement, est appelée différenciation. Le mouvement du silicate et de la fonte des métaux à l'intérieur de la Terre l'a fait chauffer encore plus.

La température élevée de la Terre au début de son histoire signifie également que les premiers processus tectoniques ont été accélérés par rapport à aujourd'hui et que la surface de la Terre était plus géologiquement active.

La Terre a été fortement bombardée par des objets de l'espace

Bien que la Terre ait emporté une quantité substantielle de matière sur son orbite lors de son accumulation, les troubles au sein du système solaire causés par les changements dans les orbites de Saturne et de Jupiter envoyaient toujours de nombreux gros objets sur des trajectoires de collision cataclysmique avec la Terre. L'énergie de ces collisions a fait fondre à plusieurs reprises et même vaporisé des minéraux dans la croûte, et projeté des gaz hors de l'atmosphère terrestre. De très vieilles cicatrices de ces collisions sont encore détectables, bien qu'il faille regarder attentivement pour les voir. Par exemple, le plus ancien site d'impact découvert est le « cratère » Maniitsoq vieux de 3 milliards d'années dans l'ouest du Groenland, bien qu'il n'y ait aucun cratère à voir. Ce qui est visible, ce sont des roches qui se trouvaient à 20 à 25 km sous la surface de la Terre au moment de l'impact, mais qui présentent néanmoins des preuves de déformation qui ne pourraient être produites que par un choc intense et soudain.

La preuve de la pire collision que la Terre a connue n'est pas du tout subtile. En fait, vous l'avez probablement déjà regardé directement des centaines de fois, peut-être sans vous rendre compte de ce que c'est. Cette collision a eu lieu avec une planète nommée Theia, qui était approximativement de la taille de Mars (Figure (PageIndex{1})). Peu de temps après la formation de la Terre, Theia a frappé la Terre. Lorsque Theia a percuté la Terre, le noyau métallique de Theia a fusionné avec le noyau de la Terre et les débris des couches externes de silicate ont été projetés dans l'espace, formant un anneau de gravats autour de la Terre. Le matériau à l'intérieur de l'anneau s'est fusionné en un nouveau corps en orbite autour de la Terre, nous donnant notre lune. Remarquablement, les débris peuvent avoir fusionné en 10 ans ou moins ! Ce scénario de formation de la lune est appelé le hypothèse d'impact géant.

L'atmosphère terrestre telle que nous la connaissons a mis du temps à se développer

La première expérience de la Terre avec une atmosphère ne s'est pas bien passée. Il a commencé avec un mince voile de gaz d'hydrogène et d'hélium qui accompagnait le matériau qu'il a accumulé. Cependant, l'hydrogène et l'hélium sont des gaz très légers et ils se sont envolés dans l'espace.

La deuxième expérience de la Terre avec une atmosphère s'est beaucoup mieux passée. Les éruptions volcaniques ont construit l'atmosphère en libérant des gaz. Les gaz volcaniques les plus courants sont la vapeur d'eau et le dioxyde de carbone (CO2), mais les volcans libèrent une grande variété de gaz. D'autres contributions importantes incluent le dioxyde de soufre (SO2), monoxyde de carbone (CO), sulfure d'hydrogène (H2S), l'hydrogène gazeux et le méthane (CH4). Les météorites et les comètes ont également apporté des quantités substantielles d'eau et d'azote sur Terre. On ne sait pas quelle était la composition exacte de l'atmosphère après la deuxième expérience de la Terre, mais le dioxyde de carbone, la vapeur d'eau et l'azote étaient probablement les trois composants les plus abondants.

Une chose que nous pouvons dire avec certitude à propos de la deuxième expérience de la Terre, c'est qu'il n'y avait effectivement pas d'oxygène libre (O2, la forme d'oxygène que nous respirons) dans l'atmosphère. Nous le savons en partie parce qu'avant il y a 2 milliards d'années, il n'y avait pas de lits sédimentaires colorés en rouge par des minéraux de fer oxydés. Des minéraux de fer étaient présents, mais pas sous forme oxydée. A cette époque, ô2 a été produit dans l'atmosphère lorsque les rayons ultraviolets du Soleil ont séparé les molécules d'eau; cependant, des réactions chimiques ont éliminé l'oxygène aussi rapidement qu'il a été produit.

Ce n'est qu'au cours de la troisième expérience de la Terre - la vie - que l'atmosphère a commencé à s'oxygéner. Les organismes photosynthétiques ont utilisé le CO abondant2 dans l'atmosphère pour fabriquer leur nourriture, et a libéré O2 comme sous-produit. Au début, tout l'oxygène était consommé par des réactions chimiques, mais finalement les organismes ont libéré tellement d'O2 qu'il a submergé les réactions chimiques et que l'oxygène a commencé à s'accumuler dans l'atmosphère, bien que les niveaux actuels de 21% d'oxygène ne se soient pas produits avant environ 350 Ma. Aujourd'hui, la partie de notre atmosphère qui n'est pas constituée d'oxygène est constituée en grande partie d'azote (78%).

L'atmosphère riche en oxygène de notre planète est la signature de la vie. Si le processus géologique était le seul processus contrôlant notre atmosphère, il se composerait principalement de dioxyde de carbone, comme l'atmosphère de Vénus. C'est une notion intéressante (ou déconcertante, selon votre point de vue) qu'au cours des 2 derniers milliards d'années, la lumière réfléchie par notre planète a envoyé un code à barres vers l'univers, similaire à ceux de la figure ( PageIndex{4}), sauf que le nôtre dit "oxygène". Depuis 2 milliards d'années, notre planète envoie un signal qui pourrait faire dire à un observateur d'un autre monde : « C'est étrange… je me demande ce qui se passe là-bas.

Attributions aux médias

  • Figure (PageIndex{1}) : « Planetary Smash-Up » par la NASA/JPL-Caltech. Domaine public.

Chance de boule de neige sur Terre et premiers signes de vie

DNDXCB Vue de la Terre il y a 650 millions d'années lors de la glaciation marinoenne. Crédit : Université de St Andrews

De nouvelles recherches menées par l'Université de St Andrews aident à répondre à l'une des questions les plus posées en géosciences, quand la Terre a-t-elle commencé à devenir habitable pour une vie complexe ?

La recherche, dirigée par l'École des sciences de la Terre et de l'environnement, et publiée dans la revue Actes de l'Académie nationale des sciences (PNAS) aborde aujourd'hui ce problème en définissant ce qui est arrivé en premier, le grand événement d'oxydation (GOE) ou la période de boule de neige paléoprotérozoïque de la Terre. Le calendrier relatif de ces événements mondiaux est essentiel pour comprendre les changements dans la composition atmosphérique et les conditions climatiques, et comment les premiers signes de vie sur Terre ont commencé.

Au début de l'histoire de la Terre, l'atmosphère manquait d'oxygène et, en tant que telle, aurait été hostile à une grande partie de la vie qui couvre la planète aujourd'hui. Pendant plus d'un demi-siècle, les géoscientifiques ont essayé de déterminer exactement quand les niveaux d'oxygène atmosphérique ont commencé à augmenter, permettant ainsi à la Terre de devenir plus habitable pour une vie multicellulaire complexe. Le consensus scientifique a été que la première augmentation notable de l'oxygène s'est produite pendant le grand événement d'oxydation (GOE), il y a quelque temps entre 2,4 et 2,3 milliards d'années.

Associées à ce GOE, des roches du Canada, d'Afrique du Sud, de Russie et d'ailleurs montrent qu'une glaciation mondiale majeure a eu lieu. Des preuves géologiques suggèrent que les calottes glaciaires se sont étendues aux tropiques lors de ce que l'on a appelé un événement de « boule de neige sur Terre ». Ce qui est resté incertain cependant, c'est le moment relatif de ces événements.

Les cristaux dorés de sulfure de fer - la pyrite - contiennent des informations sur l'atmosphère terrestre il y a environ 2,5 milliards d'années. Crédit : Matthew Robert Warke

L'équipe de chercheurs s'est concentrée sur la définition du timing du GOE en examinant un ensemble de carottes de forage du nord-ouest de la Russie (Fennoscandie), recueillies dans le cadre du programme international de forage FAR-DEEP. Les scientifiques ont étudié deux formations rocheuses, la formation sédimentaire Seidorechka plus ancienne et la formation sédimentaire Polisarka plus jeune.

L'équipe a effectué une analyse des isotopes du soufre pour déterminer quelle était probablement la teneur en oxygène de l'atmosphère au moment où chaque succession de roches a été déposée. Cela a nécessité le développement d'une nouvelle technique analytique capable d'analyser, avec une grande précision, les quatre isotopes stables du soufre. En conséquence, l'Université de St Andrews possède désormais le seul laboratoire au Royaume-Uni avec cette capacité et seulement le deuxième laboratoire au monde à développer cette méthode particulière.

Les changements dans les quantités relatives de chaque isotope de soufre dans les échantillons ont permis à l'équipe d'identifier si les isotopes de soufre dans ces roches suivent un rapport prévisible, fractionnement dépendant de la masse ou MDF, ou s'ils ne suivent pas un rapport prévisible, indiquant indépendant de la masse fractionnement ou MIF. Il n'est possible de produire et de conserver le soufre MIF que dans une atmosphère dépourvue d'oxygène important lorsque les niveaux d'oxygène augmentent, le soufre MDF prend le relais. Par conséquent, un marqueur commun pour le GOE est cette transition de MIF à MDF dans le disque rock.

Plus de 250 m de carottes de forage ont été examinées au dépôt de la Commission géologique de Norvège à Trondheim, en Norvège. Crédit : Matthew Robert Warke

L'analyse a révélé que la formation sédimentaire plus ancienne de Seidorechka préserve le MIF de soufre, mais que la formation sédimentaire de Polisarka plus jeune préserve les conditions de MDF de soufre. Cela signifie que le GOE s'est produit entre le dépôt de ces deux successions rocheuses. En utilisant des contraintes d'âge précédemment publiées, les chercheurs ont conclu que le GOE devait avoir eu lieu il y a entre 2,50 et 2,43 milliards d'années. Il s'agit d'un âge plus avancé pour le GOE que l'on pensait auparavant avoir eu lieu il y a 2,48 à 2,39 milliards d'années et restreint un intervalle de temps plus étroit, d'environ 70 millions d'années, au cours duquel il aurait pu se produire.

Le scientifique principal, le Dr Matthew Warke, de l'École des sciences de la Terre et de l'environnement, a déclaré : « Notre recherche nous permet de dire avec certitude que le GOE a précédé la première glaciation de la Terre en boule de neige de l'histoire, cette dernière s'étant produite autour de 2,42 milliards d'années. Cela soulève la possibilité que l'augmentation de l'oxygène dans l'atmosphère terrestre pendant le GOE ait déclenché l'une des glaciations les plus sévères que la planète ait jamais connues.

« Un mécanisme possible par lequel cela a pu se produire, qui est cohérent avec nos résultats et notre réflexion actuelle, est que l'augmentation des niveaux d'oxygène dans l'atmosphère peut avoir considérablement déstabilisé une serre dominée par le méthane, provoquant une chute rapide des températures de surface. D'autres mécanismes peuvent avoir fonctionné, mais de manière cruciale, nos résultats excluent tout mécanisme invoquant le fait que la glaciation boule de neige s'est produite avant le GOE, résolvant l'un des problèmes de « poulet ou d'œuf » les plus anciens de l'histoire de la Terre. »


La Terre était chaude

La chaleur de la Terre provient de la désintégration des éléments radioactifs à l'intérieur de la Terre, ainsi que des processus associés à la formation de la Terre. Les processus de formation ont contribué à la chaleur des manières suivantes :

  • La chaleur provenait de l'énergie thermique déjà contenue dans les objets qui se sont accumulés pour former la Terre.
  • La chaleur provenait des collisions. Lorsque des objets frappent la Terre, une partie de l'énergie de leur mouvement déforme la Terre et une partie est transformée en chaleur. Tapez dans vos mains vigoureusement pour en faire l'expérience à une échelle beaucoup plus petite (et plus sûre !).
  • Au fur et à mesure que la Terre devenait plus grande, sa force gravitationnelle devenait plus forte. Cela a augmenté la capacité de la Terre à attirer des objets vers elle, mais cela a également entraîné la compression du matériau constituant la Terre, un peu comme la Terre se donnant une étreinte gravitationnelle géante. La compression provoque un échauffement des matériaux.

Le chauffage a eu une conséquence importante pour la structure de la Terre. Au fur et à mesure que la Terre grandissait, elle a collecté un mélange de grains minéraux de silicate rocheux ainsi que du fer et du nickel. Ces matériaux ont été dispersés sur toute la Terre. Cela a changé lorsque la Terre a commencé à se réchauffer : il est devenu si chaud que les métaux ont fondu et ont coulé à travers le matériau de silicate rocheux vers le centre de la Terre, devenant le noyau de la Terre. Le matériau de silicate est devenu la croûte et le manteau de la Terre. En d'autres termes, la Terre s'est démêlée. La séparation des minéraux silicatés et des métaux en une couche externe rocheuse et un noyau métallique, respectivement, est appelée différenciation. Le frottement des fontes métalliques se déplaçant à travers la Terre l'a fait chauffer encore plus.

La température élevée de la Terre au début de son histoire signifie également que les premiers processus tectoniques ont été accélérés par rapport à aujourd'hui et que la surface de la Terre était plus géologiquement active.


Redessiner le début du cycle du soufre

L'atmosphère archéenne peut avoir été bien oxygénée, selon un réexamen du cycle du soufre à cette époque. Cela remet en question l'idée que le soufre sédimentaire enregistre des conditions pauvres en oxygène au cours des deux premiers milliards d'années de la Terre.

L'augmentation de l'oxygène atmosphérique représente l'un des événements géochimiques les plus importants de l'histoire de la Terre. À ce jour, la plupart des preuves indiquent une atmosphère avec peu d'oxygène libre au cours de l'éon archéen il y a environ 4,0 à 2,5 milliards d'années (Ga), suivie d'une augmentation progressive de l'oxygène atmosphérique à partir du grand événement d'oxydation autour de 2,4 Ga 1 . L'augmentation de l'oxygène libre dans l'atmosphère a permis l'évolution de la vie multicellulaire, a modifié l'apport de nutriments par l'altération oxydative et la solubilité des métaux bio-essentiels dans l'eau de mer, et a peut-être déclenché la première glaciation mondiale 1,2. Reconstituer le timing de ce changement majeur repose sur des proxys sensibles à la présence d'oxygène dans l'environnement de surface 3 . Cependant, certains chercheurs restent sceptiques quant à l'interprétation d'une progression par étapes vers des conditions plus oxiques à partir du dossier géologique 4,5. Écrire dans Géosciences de la nature, Ohmoto 6 présente un modèle alternatif du cycle du soufre archéen qui nécessite plutôt une atmosphère oxygénée plus proche de celle que nous avons aujourd'hui.


Remerciements

N. Planavsky, R. Schoenberg, S. Poulton, A. Basu, C. Jones, H. Tsikos, A. Mucci, A. O'Neill et T. Dahl sont remerciés pour leurs suggestions. T. Larsen, C. N. Jensen, T. Leeper et P. Søholt sont remerciés pour leur support technique. Financement de la S.A.C. a été fourni par une bourse de géobiologie de l'Institut Agouron et un PDF du CRSNG. Un financement supplémentaire a été fourni par la Fondation nationale danoise pour la recherche (subvention n° DNRF53), l'Agence danoise pour la science, la technologie et l'innovation, le Conseil européen de la recherche et la Fondation nationale pour la recherche à Pretoria. La carotte de forage paléosol a été mise à disposition par Ian Frith d'AngloGold Ashanti Exploration (SA), à partir de leur magasin de carottes à Carltonville, en Afrique du Sud.


Retour sur les premiers stades du big bang

La notion de voir le passé est souvent utilisée métaphoriquement lorsque nous parlons d'événements anciens, mais dans ce cas, elle est signifiée littéralement. Dans notre expérience quotidienne, lorsque nous regardons un événement se dérouler, nous percevons que nous le regardons tel qu'il se déroule en temps réel. En fait, ce n'est pas vrai. Pour voir l'événement, la lumière de cet événement doit voyager jusqu'à nos yeux. La lumière voyage très rapidement, mais elle ne voyage pas instantanément. Si nous regardions une horloge numérique à 1 m de nous changer de 11h59 à 12h00, nous la verrions en fait tourner à 12h00. trois milliardièmes de seconde après que cela se soit produit. Ce n'est pas un retard suffisant pour nous amener à être en retard à un rendez-vous, mais l'univers est un endroit très grand, et l'« horloge numérique » en question est souvent beaucoup, beaucoup plus loin. En fait, l'univers est si grand qu'il est commode de décrire les distances en termes de Années lumière, soit la distance parcourue par la lumière en un an. Cela signifie que la lumière provenant d'objets distants met tellement de temps à nous parvenir que nous voyons ces objets tels qu'ils étaient à un moment considérable dans le passé. Par exemple, l'étoile Proxima Centauri est à 4,24 années-lumière du soleil. Si vous avez vu Proxima Centauri depuis la Terre le 1er janvier 2015, vous le verriez en fait tel qu'il est apparu au début d'octobre 2010.

Nous avons maintenant des outils suffisamment puissants pour regarder profondément dans l'espace et voir l'arrivée de la lumière dès le début de l'histoire de l'univers. Les astronomes peuvent détecter la lumière environ 375 000 ans après que l'on pense que le big bang s'est produit. Les physiciens nous disent que si le big bang se produisait, les particules dans l'univers seraient encore très proches les unes des autres à ce moment-là. Ils seraient si proches que la lumière ne pourrait pas voyager loin sans heurter une autre particule et se disperser dans une autre direction. L'effet serait de remplir le ciel d'un brouillard rougeoyant, la « rémanence » de la formation de l'univers (figure 22.1). En fait, c'est exactement ce que nous voyons lorsque nous regardons la lumière de 375 000 ans après le big bang. Le brouillard est appelé fond de micro-ondes cosmique (ou CMB), et il a été soigneusement cartographié dans le ciel (Figure 22.2). La carte affiche le fond diffus cosmologique sous forme de variations de température, mais ces variations se traduisent par des différences de densité de matière dans l'univers primitif. Les taches rouges sont les régions de densité la plus élevée et les taches bleues sont la plus faible densité. Les régions à plus haute densité représentent les débuts éventuels des étoiles et des planètes. La carte de la figure 22.2 a été comparée à une image de bébé de l'univers.

Figure 22.2 Carte du ciel du fond diffus cosmologique (CMB), une image de bébé de l'univers. Le CMB est léger de 375 000 ans après le big bang. Les couleurs révèlent des variations de densité. Les taches rouges ont la densité la plus élevée et les taches bleues ont la densité la plus faible. Des régions de densité plus élevée ont finalement formé les étoiles, les planètes et d'autres objets que nous voyons dans l'espace aujourd'hui. [Équipe scientifique NASA/ WMAP http://bit.ly/CMBMap ]


Évolution stellaire et érosion atmosphérique

En plus des processus géologiques et biologiques discutés ci-dessus, l'évolution des propriétés radiatives solaires aurait eu un effet significatif sur l'évolution de l'atmosphère terrestre. Alors que l'évolution de la luminosité bolométrique solaire au cours du temps est bien connue (par exemple Sackmann et Boothroyd 2002), l'évolution solaire XUV et l'activité magnétique du Soleil sont moins bien comprises. Au moment où le Soleil s'est développé en une étoile de la séquence principale, sa luminosité bolométrique n'était que d'environ 70% de la valeur actuelle, mais a augmenté avec le temps tandis que l'activité magnétique et XUV (c'est-à-dire l'activité de flux de rayons X et EUV) a régulièrement diminué. des origines à nos jours (ex. Ribas et al. 2005 Guedel 2007 Füri et al. 2020, ce numéro). Des études récentes sur l'évolution magnétique et XUV des étoiles de type solaire (Johnstone et al. 2015a,b Tu et al. 2015) ont révélé que celles-ci sont fortement liées à l'évolution rotationnelle de l'étoile. Au fur et à mesure que la rotation ralentit, le flux XUV et la perte de masse d'une étoile diminuent également. Après environ un milliard d'années, toutes les étoiles convergent vers une trajectoire de rotation, mais leurs vitesses de rotation initiales peuvent être très différentes, les rotateurs les plus rapides ayant les flux XUV et les pertes de masse stellaire les plus élevés et les rotateurs les plus lents les plus faibles, respectivement (Johnstone et al. 2015a,b Tu et al. 2015). Par exemple, à la fin de l'éon Hadéen, le flux XUV d'un Soleil à rotation lente aurait été environ 15 fois supérieur à la valeur actuelle, alors que pour un Soleil à rotation rapide, il aurait été jusqu'à 150 fois plus élevé qu'aujourd'hui. Même si on ne sait pas encore entièrement si le Soleil était un rotateur lent, modéré ou rapide, ce dernier semble peu probable (par exemple Lammer et al. 2020). Comprendre l'évolution rotationnelle du Soleil est crucial pour reconstruire l'évolution de l'atmosphère terrestre, car des flux XUV plus élevés peuvent avoir des effets profonds sur l'échappement atmosphérique. De plus, des atmosphères de compositions différentes réagissent très différemment à une augmentation du XUV solaire.

Plusieurs études (Tian et al. 2008a,b Johnstone et al. 2018) ont montré qu'une atmosphère dominée par l'azote (avec un N actuel2-CO2 rapport de mélange) augmente de manière adiabatique lorsque le flux solaire XUV dépasse un certain seuil (voir Fig. 2), qui est généralement d'environ 5 à 6 fois la valeur actuelle. Cet effet s'accompagne de vitesses d'écoulement atmosphérique en vrac rapides qui commencent à se rapprocher de la vitesse d'échappement pour des valeurs environ 10 fois supérieures au flux XUV actuel. À ce stade, l'atmosphère passe à l'évasion hydrodynamique. Sous des flux XUV aussi élevés, l'exobase d'une atmosphère dominée par l'azote s'étend sur plusieurs rayons terrestres au-dessus de la surface, atteignant ainsi au-dessus de la distance de sécurité de la magnétopause (Lichtenegger et al. 2010). En plus des fortes pertes thermiques (Tian et al. 2008a,b), une telle atmosphère serait fortement sensible aux processus d'échappement non thermiques comme le captage d'ions (Lichtenegger et al. 2010 Lammer et al. 2018), facilités par un vent solaire précoce beaucoup plus fort (Johnstone et al. 2015a). En fait, même sans fuite thermique, une telle atmosphère dominée par l'azote aurait disparu en quelques millions d'années (Lichtenegger et al. 2010). Une étude plus récente (Johnstone et al. 2019) a en outre montré que de telles atmosphères seraient également rapidement perdues thermiquement autour d'étoiles actives de type G comparables au jeune Soleil pendant les éons de l'Hadéen et du début de l'Archéen. Il était donc peu probable qu'une atmosphère dominée par l'azote survive aux premiers stades du système solaire. Cependant, il n'y a aucun signe d'une telle fuite dans l'enregistrement isotopique terrestre 14 N/15 N. L'isotope le plus léger aurait dû s'échapper plus facilement que le plus lourd si une forte évasion atmosphérique avait eu lieu dans le passé (Cartigny et Marty 2013 Füri et Marty 2015 Avice et Marty 2020, ce numéro). Le faible déséquilibre 14 N/15 N entre l'atmosphère et le manteau terrestre par rapport à, par exemple, Mars indique que seule une très petite fraction d'azote s'est échappée au cours de l'histoire de la Terre (Lammer et al. 2018), et cette fuite le processus s'est probablement terminé avant 3,5 Ga, car les données isotopiques montrent des valeurs presque constantes depuis cette époque (Marty et al. 2013 Avice et al. 2018). Alors qu'est-il arrivé à l'atmosphère? Une solution pourrait être la suivante.

Différents profils de température thermosphérique et niveaux d'exobase correspondants pour 1, 7, 10 et 20 fois le flux XUV actuel pour une atmosphère dominée par l'azote en rouge (comme pour la Terre actuelle) (Tian et al. 2008a) et pour un Atmosphère de Vénus en vert avec 96% de CO2 (Kulikov et al. 2006). En raison du refroidissement infrarouge efficace du CO (_< extbf<2>>) dans la thermosphère de Vénus, les températures et les niveaux d'exobase sont nettement inférieurs à ceux de l'atmosphère dominée par l'azote. La zone grisée représente les plages potentielles de la paléo-magnétosphère terrestre à la fin de l'éon Hadéen (Scherf et al. 2018). Figure adoptée de Lammer et al. (2008)

Comme mentionné brièvement dans la Sect. 3, des atmosphères de compositions différentes réagissent très différemment aux flux XUV élevés. Une pression partielle atmosphérique de CO plus élevée2, par exemple, peut empêcher l'exobase de s'étendre considérablement (Fig. 2), car le CO2 sert de refroidisseur infrarouge dans la haute atmosphère (Kulikov et al. 2007 Lammer et al. 2008 Johnstone et al. 2018).

Ensuite2-CO2-le rapport de mélange pourrait donc être crucial pour la survie de l'atmosphère terrestre primitive. Il a en effet été suggéré depuis longtemps que le CO2 la pression partielle pendant l'Hadéen et le début de l'Archéen était significativement plus élevée qu'aujourd'hui (par exemple Holland 1984 Berner et Kothavala 2001 Dauphas et Kasting 2011 Reinhard et Planavsky 2011 Goldblatt et Zahnle 2011) avec des valeurs allant jusqu'à environ 100 à 1000 fois le niveau atmosphérique actuel (PAL ) (Hessler et al. 2004). Une étude plus récente (Kanzaki et Murakami 2015) a même montré qu'il y a environ 2,7 milliards d'années, le CO2 la pression partielle dans l'atmosphère était aussi élevée que 80-100 PAL. Ces chiffres rendent plausible qu'un taux élevé de CO2 niveaux limités N2 s'échapper par le mécanisme décrit ci-dessus. Cependant, il n'est pas encore tout à fait clair quels rapports de mélange auraient pu empêcher une atmosphère avec un important de N2 de l'évasion à l'espace. Une accumulation ultérieure de l'atmosphère terrestre dominée par l'azote pourrait être une solution alternative à ce paradoxe (Lammer et al. 2018, 2019).

Il existe un marqueur géologique qui indique une perte atmosphérique significative d'hydrogène de l'atmosphère terrestre : le fractionnement des isotopes Xe lourds (par exemple Srinivasan 1976 Zahnle et al. 1990 Pepin 2000 Pujol et al. 2009, 2011 Avice et al. 2018 Zahnle et al. al. 2019 Avice et Marty 2020, ce numéro). Le processus de fractionnement sous-jacent devrait être un glissement de Xe + dépendant de la masse en s'échappant hydrodynamiquement de H + en raison d'une forte interaction coulombienne répulsive entre ces ions, qui se produit préférentiellement via les cuspides polaires (Zahnle et al. 2019). Étant donné que le Xe est facilement ionisé par rapport à d'autres éléments, y compris l'hydrogène, ce processus peut conduire à de forts taux d'échappement Xe + tandis que l'échappement d'espèces plus légères telles que N et d'autres gaz rares (Ne, Ar, Kr, Avice et al. 2018) n'est pas important. Pour que ce processus soit efficace, cependant, des flux XUV élevés, probablement >10 fois la valeur actuelle, et un rapport de mélange d'hydrogène significatif dans la haute atmosphère pourraient être nécessaires (Zahnle et al. 2019). Il n'est cependant pas tout à fait clair comment la composition atmosphérique influence la fuite de Xe Zahnle et al. (2019) n'incluait pas le N atmosphérique2 dans leur modèle, dont la pression totale pourrait influencer le processus d'échappement du lourd Xe + .

Le fractionnement des isotopes Xe semble avoir pris fin vers la fin de l'Archéen (Pujol et al. 2011), ce qui indique une interaction complexe entre le flux solaire XUV, la fuite d'hydrogène, la composition atmosphérique et le champ magnétique terrestre. Comprendre le paradoxe du « Xénon manquant » (Ozima et Podosek 1983) – en particulier avec le petit déséquilibre terrestre 14 N/15 N – est donc une composante cruciale pour la reproduction non seulement de l'évolution atmosphérique terrestre mais aussi du flux XUV. l'évolution et les sursauts et éruptions potentielles du jeune Soleil.


Une roche salée vieille de deux milliards d'années révèle une augmentation de l'oxygène dans l'atmosphère ancienne

Les sels laissés par l'ancienne eau de mer révèlent de nouvelles informations sur l'oxygénation de l'atmosphère terrestre il y a plus de 2 milliards d'années. On voit ici un échantillon de sel vieux de 2 milliards d'années (halite recristallisée rose-blanche) avec des fragments incrustés de sulfate de calcium provenant d'une carotte de forage géologique en Carélie russe.

Un morceau de sel marin vieux de 2 milliards d'années fournit de nouvelles preuves de la transformation de l'atmosphère terrestre en un environnement oxygéné capable de soutenir la vie telle que nous la connaissons.

L'étude menée par une équipe internationale d'institutions, dont l'Université de Princeton, a révélé que l'augmentation de l'oxygène qui s'est produite il y a environ 2,3 milliards d'années, connue sous le nom de Grand événement d'oxydation, était beaucoup plus importante qu'indiqué précédemment.

"Au lieu d'un filet, c'était plus comme une lance à incendie", a déclaré Clara Blättler, chercheuse postdoctorale au Département de géosciences de Princeton et premier auteur de l'étude, qui a été publiée en ligne par la revue Science le jeudi 22 mars. "C'était un changement majeur dans la production d'oxygène."

La preuve de la profonde augmentation de l'oxygène provient de roches salines cristallisées extraites d'un trou de 2 km de profondeur dans la région de Carélie, dans le nord-ouest de la Russie. Ces cristaux de sel ont été laissés pour compte lors de l'évaporation de l'eau de mer ancienne, et ils donnent aux géologues des indices sans précédent sur la composition des océans et de l'atmosphère sur Terre il y a plus de 2 milliards d'années.

L'indication clé de l'augmentation de la production d'oxygène est venue de la découverte que les gisements minéraux contenaient une quantité étonnamment grande d'un composant de l'eau de mer connu sous le nom de sulfate, qui a été créé lorsque le soufre a réagi avec l'oxygène.

"Il s'agit de la preuve la plus forte jamais connue que l'eau de mer ancienne à partir de laquelle ces minéraux ont précipité avait des concentrations élevées de sulfate atteignant au moins 30 pour cent du sulfate océanique actuel, comme l'indiquent nos estimations", a déclaré Aivo Lepland, chercheur à la Commission géologique de Norvège, spécialiste de la géologie à l'Université de technologie de Tallinn et auteur principal de l'étude. "Ceci est beaucoup plus élevé qu'on ne le pensait auparavant et nécessitera de repenser considérablement l'ampleur de l'oxygénation du système atmosphère-océan de la Terre, vieux de 2 milliards d'années."

L'oxygène représente environ 20 pour cent de l'air et est essentiel à la vie telle que nous la connaissons. Selon des preuves géologiques, l'oxygène a commencé à apparaître dans l'atmosphère terrestre il y a entre 2,4 et 2,3 milliards d'années.

Jusqu'à la nouvelle étude, cependant, les géologues ne savaient pas si cette accumulation d'oxygène - causée par la croissance de cyanobactéries capables de photosynthèse, qui implique l'absorption de dioxyde de carbone et le dégagement d'oxygène - était un événement lent qui a pris des millions d'années ou un plus rapide un événement.

"Il a été difficile de tester ces idées car nous n'avions pas de preuves de cette époque pour nous renseigner sur la composition de l'atmosphère", a déclaré Blättler.

Les cristaux récemment découverts fournissent cette preuve. Les cristaux de sel collectés en Russie ont plus d'un milliard d'années de plus que tous les gisements de sel découverts auparavant. Les gisements contiennent de l'halite, appelée sel gemme et chimiquement identique au sel de table ou au chlorure de sodium, ainsi que d'autres sels de calcium, de magnésium et de potassium.

Normally these minerals dissolve easily and would be washed away over time, but in this case they were exceptionally well preserved deep within the Earth. Geologists from the Geological Survey of Norway in collaboration with the Karelian Research Center in Petrozavodsk, Russia, recovered the salts from a drilling site called the Onega Parametric Hole (OPH) on the western shores of Lake Onega.

The unique qualities of the sample make them very valuable in piecing together the history of what happened after the Great Oxidation Event, said John Higgins, assistant professor of geosciences at Princeton, who provided interpretation of the geochemical analysis along with other co-authors.

"This is a pretty special class of geologic deposits," Higgins said. "There has been a lot of debate as to whether the Great Oxidation Event, which is tied to increase and decrease in various chemical signals, represents a big change in oxygen production, or just a threshold that was crossed. The bottom line is that this paper provides evidence that the oxygenation of the Earth across this time period involved a lot of oxygen production."

The research will spur the development of new models to explain what happened after the Great Oxidation Event to cause the accumulation of oxygen in the atmosphere, Blättler said. "There may have been important changes in feedback cycles on land or in the oceans, or a large increase in oxygen production by microbes, but either way it was much more dramatic than we had an understanding of before."

The authors on the study, in addition to Clara Blättler and John Higgins at Princeton, and Aivo Lepland at the Geological Survey of Norway, include: Mark Claire, Anthony Prave, Aubrey Zerkle and Matthew Warke of the University of St. Andrews in Scotland Kalle Kirsimäe and Timmu Kreitsmann of the University of Tartu in Estonia Pavel Medvedev, Alexander Romashkin and Dmitry Rychanchik of the Karelian Research Center in Russia Kärt Paiste of the UiT Arctic University of Norway Ian Millar of the British Geological Survey Justin Hayles of Rice University Huiming Bao of Louisiana State University and Alexandra Turchyn of the University of Cambridge.


Earth’s Continental Crust Emerged 500 Million Years Earlier Than Thought

An artist’s conception of the early Earth, showing a surface bombarded by large impacts that result in the extrusion of magma onto the surface. At the same time, distal portions of the planet’s surface may have retained liquid water. Credit: Simone Marchi/SwRI

The first emergence and persistence of continental crust on Earth during the Archaean (4 billion to 2.5 billion years ago) has important implications for plate tectonics, ocean chemistry, and biological evolution, and it happened about half a billion years earlier than previously thought, according to new research being presented at the EGU General Assembly 2021.

Once land becomes established through dynamic processes like plate tectonics, it begins to weather and add crucial minerals and nutrients to the ocean. A record of these nutrients is preserved in the ancient rock record. Previous research used strontium isotopes in marine carbonates, but these rocks are usually scarce or altered in rocks older than 3 billion years.

An outcrop of bedded 3.23-billion- to 3.26-billion-year-old barite in greenstone (the Mapepe Formation in the Barberton Greenstone Belt) in South Africa. The rock has barite domes within the formation that were analysed by the team. Credit: Desiree Roerdink

Now, researchers are presenting a new approach to trace the first emergence of old rocks using a different mineral: “barite.”

Barite forms from a combination of sulfate coming from ocean water mixing with barium from hydrothermal vents. Barite holds a robust record of ocean chemistry within its structure, useful for reconstructing ancient environments. “The composition of the piece of barite we pick up in the field now that has been on Earth for three and a half billion years, is exactly the same as it was when it when it actually precipitated,” says Desiree Roerdink, a geochemist at University of Bergen, Norway, and team leader of the new research. “So in essence, it is really a great recorder to look at processes on the early Earth.”

Roerdink and her team tested six different deposits on three different continents, ranging from about 3.2 billion to 3.5 billion years old. They calculated the ratio of strontium isotopes in the barite, and from there, inferred the time where the weathered continental rock made its way to the ocean and incorporated itself into the barite. Based on the data captured in the barite, they found that weathering started about 3.7 billion years ago — about 500 million years earlier than previously thought.

“That is a huge time period,” Roerdink says. “It essentially has implications for the way that we think about how life evolved.” She added that scientists usually think about life starting in deep sea, hydrothermal settings, but the biosphere is complex. “We don’t really know if it is possible that life could have developed at the same time on land,” she noted, adding “but then that land has to be there.”

Lastly, the emergence of land says something about plate tectonics and the early emergence of a geodynamic Earth. “To get land, you need processes operating to form that continental crust, and form a crust that is chemically different from the oceanic crust,” Roerdink says.

Reference: “The emergence of subaerial crust and onset of weathering 3.7 billion years ago” by Desiree Roerdink, Yuval Ronen, Harald Strauss and Paul Mason, 25 April 2021, EGU General Assembly 2021.
DOI: 10.5194/egusphere-egu21-4701


Ancient rocks yield clues about Earth's earliest crust

PhD student Jesse Reimink studied some of the oldest rocks on Earth to find out how the earliest continents formed.

(Phys.org) —It looks like just another rock, but what Jesse Reimink holds in his hands is a four-billion-year-old chunk of an ancient protocontinent that holds clues about how the Earth's first continents formed.

The University of Alberta geochemistry student spent the better part of three years collecting and studying ancient rock samples from the Acasta Gneiss Complex in the Northwest Territories, part of his PhD research to understand the environment in which they formed.

"The timing and mode of continental crust formation throughout Earth's history is a controversial topic in early Earth sciences," says Reimink, lead author of a new study in Nature Geoscience that points to Iceland as a solid comparison for how the earliest continents formed.

Continents today form when one tectonic plate shifts beneath another into the Earth's mantle and cause magma to rise to the surface, a process called subduction. It's unclear whether plate tectonics existed 2.5 billion to four billion years ago or if another process was at play, says Reimink.

One theory is the first continents formed in the ocean as liquid magma rose from the Earth's mantle before cooling and solidifying into a crust.

Iceland's crust formed when magma from the mantle rises to shallow levels, incorporating previously formed volcanic rocks. For this reason, Reimink says Iceland is considered a theoretical analogue on early Earth continental crust formation.

A sample of ancient rock from the Acasta Gneiss Complex in the Northwest Territories

Ancient rocks 3.6 to four billion years old

Working under the supervision of co-author Tom Chacko, Reimink spent his summers in the field collecting rock samples from the Acasta Gneiss Complex, which was discovered in the 1980s and found to contain some of the Earth's oldest rocks, between 3.6 and four billion years old. Due to their extreme age, the rocks have undergone multiple metamorphic events, making it difficult to understand their geochemistry, Reimink says.

Fortunately, a few rocks—which the research team dubbed "Idiwhaa" meaning "ancient" in the local Tlicho dialect—were better preserved. This provided a "window" to see the samples' geochemical characteristics, which Reimink says showed crust-forming processes that are very similar to those occurring in present-day Iceland.

"This provides the first physical evidence that a setting similar to modern Iceland was present on the early Earth."

These ancient rocks are among the oldest samples of protocontinental crust that we have, he adds, and may have helped jump-start the formation of the rest of the continental crust.

Reimink, who came to the U of A to work with Chacko, says the university's lab resources are "second to none," particularly the Ion Microprobe facility within the Canadian Centre for Isotopic Microanalysis run by co-author Richard Stern, which was instrumental to the discovery.

"That lab is producing some of the best data of its kind in the world. That was very key to this project."


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