Voyage à travers les climats de la Terre

Gilles Ramstein

• Éditeur: Odile Jacob
• Année: 2015
• ISBN:
  9782738166005
• Sujet: Sciences physiques
• Sous-sujet: Météorologie et climatologie

Quels ont été les climats tout au long de l'histoire de la Terre? Comment s'est organisée l'alternance des périodes froides et des périodes plus chaudes pendant ces quelques milliards d'années? Y a-t-il des leçons à tirer de cette longue évolution du climat, pour mieux comprendre le réchauffement climatique actuel? La perturbation en cours est-elle inédite dans l'histoire de la Terre? En quoi celle-ci menace-t-elle durablement notre environnement et donc notre survie? La réflexion s'impose d'autant plus aujourd'hui que les processus de régulation du climat et du cycle du carbone qui ont maintenu les conditions favorables à la vie sont mis à mal par la rapidité de la perturbation induite par l'homme. Spécialiste du climat, Gilles Ramstein nous invite dans ce livre à prendre du recul et à analyser avec lui les extraordinaires variations climatiques que la Terre a connues et qu'elle connaîtra encore avant d'être avalée, sans doute, par la géante rouge que deviendra notre Soleil. Pour la première fois, un voyage préhistorique à travers les climats de la Terre depuis 4 milliards d'années, qui nous aide à comprendre les dérèglements actuels du climat et à dessiner l'avenir de notre planète. « Un livre nécessaire qui nous permet de mieux connaître le passé pour mieux apprendre à construire l'avenir. » Michel Brunet, professeur émérite de paléontologie humaine au Collège de France. Gilles Ramstein est climatologue et directeur de recherches au Commissariat à l'énergie atomique et aux énergies alternatives (CEA). Spécialiste de la modélisation du climat au Laboratoire des sciences du climat et de l'environnement (LSCE [CEA/CNRS/UVSQ]), il explore, depuis près de vingt-cinq ans, les causes des changements climatiques dans l'histoire de la Terre, à travers de très nombreux projets pluridisciplinaires, à l'échelle nationale et internationale.

CHAPITRE 1

Échapper à la glaciation totale

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Où l’on comprend comment et pourquoi les gaz à effet de serre ont permis d’éviter un englacement total de la jeune planète Terre soumise à un Soleil jeune moins puissant.

Bombardements primitif et tardif

La question de l’origine est récurrente en sciences : origines de l’univers, des galaxies, du système planétaire, de la vie, de l’homme… Évidemment, la question se pose aussi pour le climat de la Terre : jusqu’où remontent nos connaissances sur le climat de la Terre ?

Deux événements astronomiques primordiaux ont marqué la Terre et son climat. Le premier s’est déroulé peu après la formation du disque primitif et a consisté en un bombardement massif et continu qui a perduré pendant des millions d’années. Ce premier pilonnage a été salutaire, car il a été à l’origine des océans terrestres. En effet, l’eau sur Terre a forcément été apportée par l’extérieur, car, lors de sa formation dans la nébuleuse primitive, il faisait trop chaud pour que la Terre puisse conserver de l’eau sous forme de glace. Seules les planètes se situant au-delà de la « limite des glaces », comme les planètes géantes, pouvaient incorporer de l’eau ; pas la Terre. C’est donc cette pluie continue d’impacts qui a apporté l’eau sur Terre.

Mais qui étaient ces bolides qui ont martelé la surface du globe ?

On a longtemps pensé aux comètes parce qu’elles contiennent beaucoup d’eau – leur chevelure d’eau et de poussière l’atteste –, mais on a pu mesurer la composition isotopique de cette eau, c’est-à-dire qu’on a pu quantifier le pourcentage des deux principaux isotopes stables de l’oxygène : ¹⁶O et ¹⁸O, et on a constaté alors qu’elle était très différente de celle des océans terrestres. C’est la raison pour laquelle on se tourne dorénavant vers un autre suspect : les astéroïdes qui peuvent également contenir beaucoup d’eau.

La mise en place des océans est donc intervenue très rapidement. Les deux grands fluides caloporteurs, l’atmosphère et l’océan, qui drainent la chaleur de l’équateur vers les pôles, sont très tôt à l’œuvre dans l’histoire de la Terre. Voilà pour le premier bombardement, mais les pistes vont se brouiller ensuite. Pourtant ce n’est pas le début de l’histoire des climats. En effet, un second bombardement, quelques centaines de millions d’années après le premier (vers 3,8 milliards d’années ou Ga), va effacer toute empreinte de vie à la surface de la Terre. Le ballet planétaire qui est en cours, en particulier celui des planètes géantes, Jupiter et Saturne, va avoir pour conséquence d’« expulser » Uranus et Neptune et de les faire entrer dans la ceinture de Kuiper qui recèle des centaines de millions de comètes. Cette intrusion provoque immédiatement une partie de billard planétaire qui précipite de très nombreuses comètes vers l’intérieur du système solaire, vers les planètes telluriques. S’ensuit un bombardement colossal des surfaces des planètes dont on peut voir encore les traces sur la Lune. Une conséquence de ce bombardement est qu’il a effacé toute possibilité d’enquêter sur ce qui s’est passé avant 3,8 milliards d’années et, en particulier, le climat. Ainsi, l’espace de temps qui sépare la mise en place des océans (4,5 Ga) et le bombardement tardif (3,8 Ga), soit près de 800 millions d’années, reste inaccessible.

Le début de l’histoire du climat

Si le premier bombardement permet de mettre en place une planète océan, le second trouble suffisamment la surface de l’eau pour que notre capacité à lire l’histoire du climat de notre petite planète se trouve bornée à un « mur infranchissable ».

L’origine de notre histoire du climat commencera donc avec le retour de la « stabilité », soit vers 3,8 milliards d’années. La Terre est alors bien différente de celle que nous connaissons, le paysage n’est pas du tout comparable : une atmosphère dépourvue d’oxygène et riche en gaz à effet de serre, et l’océan à perte de vue ! Après le « bombardement tardif », le paysage terrestre est donc « apaisé », mais fondamentalement différent. Les principaux fluides caloporteurs qui répartissent le surplus d’énergie reçu à l’équateur vers les pôles et visent à mieux distribuer l’énergie solaire des basses vers les hautes latitudes sont bien présents, mais ils sont fort différents de l’atmosphère et des océans que nous connaissons aujourd’hui. La Terre est quasiment une planète océan. Plus de contrainte imposée par la distribution des continents : la circulation de l’océan et de l’atmosphère, qui n’est plus perturbée par les reliefs, est très zonale (c’est-à-dire parallèle aux bandes de latitude). Pas d’oxygène dans cette atmosphère, ainsi que dans les océans. Cependant, peut-être que la différence essentielle ne se trouve pas là, mais au-dessus de nos têtes.

Soleil faible, climat chaud

En effet, s’il y a une évolution que nous connaissons bien, c’est celle de notre Soleil. Il est tout ce qu’il y a de plus banal comme étoile : il en existe un très grand nombre, à différentes étapes de leur vie, visibles la nuit au-dessus de nos têtes. Son évolution, au cours des temps géologiques, est bien connue. Depuis 4,5 milliards d’années, après la disparition du disque solaire et la formation des planètes, la luminosité du Soleil n’a cessé d’augmenter et elle continuera d’augmenter dans les milliards d’années à venir.

Le Soleil, qui est un gigantesque réacteur nucléaire à fusion, brûle d’abord son hydrogène, puis brûlera son hélium. Pendant ce temps, sa luminosité s’accroît d’environ 7 % par milliard d’années (figure 2). Ces variations sont proprement énormes en termes d’énergie disponible à la surface de la Terre. La valeur actuelle de l’insolation au sommet de l’atmosphère est de 1 368 W/m² ; donc il y a 4 milliards d’années, on aurait de l’ordre de 400 W/m² de moins, ce qui, toute chose égale par ailleurs, aurait pour conséquence de faire passer la Terre dans une région non habitable, car il n’y a, dans ces conditions, plus d’eau liquide.

Figure 2. Cette figure montre l’évolution de l’intensité du Soleil. Dans sa séquence principale, avant de se transformer en géante rouge entre 10 et 12 milliards d’années (zone grisée), l’intensité lumineuse augmente presque linéairement avec le temps de 7 % par milliard d’années.

Reprenons. Il y a 4,5 milliards d’années, la luminosité est 30 % plus faible qu’aujourd’hui. Le Soleil jeune est donc bien moins puissant. Conséquence importante pour la Terre (mais aussi pour Mars et Vénus) : une telle baisse dans l’énergie radiative de notre Soleil conduit inexorablement, à un englacement massif, car la température s’équilibre alors bien au-dessous de 0 °C. À l’époque, la Terre devait donc, vue de l’espace, ressembler à ces astres glacés que sont par exemple Encelade, le satellite de Saturne (figure 3), ou Europe, le satellite de Jupiter. Or nous savons qu’il n’en fut rien. Non seulement le climat de la Terre a été chaud pendant l’Archéen, entre – 3 800 et – 2 500 millions d’années (ou Ma) et le Protérozoïque, période comprise entre – 2 500 et – 540 millions d’années, mais il n’y a que très peu de traces de glaciation. Il a donc fallu compenser la faiblesse du Soleil jeune : comment ?

Ce paradoxe entre un Soleil jeune moins puissant et un climat terrestre chaud, ou en tout cas sans glaciation globale, peut se résoudre en modifiant la composition atmosphérique – autrement dit, en faisant intervenir des gaz à effet de serre. Sans eux pour réchauffer l’atmosphère terrestre, il est difficile de rendre compte de la température des océans archéens plutôt chauds. On pourrait envisager des explications alternatives pour des températures océaniques plus basses. En particulier, la Terre disposait, lorsqu’elle n’était qu’une aquaplanète, d’un pouvoir réfléchissant moins important et donc elle absorbait davantage d’énergie solaire ; de plus, il est possible que les caractéristiques des nuages favorisent également le réchauffement à la surface de la Terre. Néanmoins, si on considère les données isotopiques de l’oxygène et du silicium qui sont utilisées comme thermomètre pour l’océan archéen, on reconstruit des températures chaudes, voire très chaudes. Il paraît donc difficile de se passer des capacités radiatives des gaz à effet de serre.

Figure 3. Encelade est un des très nombreux satellites de Saturne, sa surface complètement froide est gelée.

Il y a eu rapidement quasiment consensus dans la communauté scientifique sur le fait que les gaz à effet de serre devaient être plus massivement présents dans l’atmosphère de la Terre jeune. Mais quels gaz à effet de serre, et comment se sont-ils maintenus pour protéger la Terre d’un englacement fatal sur des échelles de temps aussi longues – des milliards d’années ? Cette question est beaucoup plus difficile. En effet, il s’agit non seulement de compenser la faible énergie du Soleil jeune pour produire un équilibre radiatif capable de conduire à des océans chauds, mais surtout de mettre en évidence des processus de production/destruction de ces gaz qui permettent de maintenir tout au long de ces milliards d’années des températures largement positives.

Premières pistes, premiers soupçons

À partir de 1970, sous l’impulsion de Carl Sagan, professeur à Harvard, un premier suspect est mis au jour : l’ammoniac (NH₃). L’avantage de ce gaz est qu’il se place largement au-dessus du méthane (CH₄), du gaz carbonique (CO₂) ou de l’eau (H₂O) dans l’échelle de l’impact radiatif des gaz à effet de serre. Il est donc potentiellement à même de contrebalancer le Soleil jeune, mais ce n’est pas suffisant : encore faut-il qu’il dure dans l’atmosphère, et c’est là que le bât blesse car, dans une atmosphère anoxique (sans oxygène), comme l’a été celle de la Terre durant les deux premiers milliards d’années, les rayons ultraviolets du Soleil détruisent l’ammoniac beaucoup trop vite pour qu’il ait la moindre chance de se maintenir dans l’atmosphère à un niveau suffisant. Exit donc l’ammoniac.

Autre suspect, bien moins impressionnant par ses propriétés radiatives (effet de serre bien plus faible) : le dioxyde de carbone (CO₂), celui-là même que l’homme est en train de brûler et de remettre dans le réservoir atmosphérique. Ce dioxyde de carbone est un candidat autrement plus sérieux que l’ammoniac pour ce qui est de se maintenir pendant des milliards d’années à un niveau suffisant dans l’atmosphère terrestre et pour jouer un rôle prépondérant dans la régulation de notre planète à des températures chaudes. Ce qui fait du dioxyde de carbone un candidat naturel pour maintenir la Terre « chaude », c’est qu’on a toutes les raisons de penser que sa source, le volcanisme, était plus puissante sur une Terre jeune. De plus, le puits de CO₂, c’est-à-dire l’ensemble des processus qui prélèvent du CO₂ de l’atmosphère, était bien plus faible. En effet, et nous aurons l’occasion d’y revenir, le principal puits de CO₂ à l’échelle géologique est l’érosion continentale des silicates. Or les continents n’existaient quasiment pas il y a 3,8 milliards d’années, ce qui élimine tout phénomène d’érosion des sols et, du même coup, le principal puits de CO₂. En somme, avec un volcanisme très actif et pas de surface continentale, le dioxyde de carbone a pu résider dans l’atmosphère beaucoup plus longtemps et surtout à des niveaux bien plus élevés. Telle pourrait être la fin de notre enquête : c’est le dioxyde de carbone qui a eu la capacité, à lui seul, de contrebalancer la faiblesse du Soleil jeune. Son rôle et surtout son niveau dans l’atmosphère auraient ensuite diminué à mesure que la surface continentale augmentait et que la puissance solaire montait. Mais, car il y a un « mais » à ce scénario très simple, il se trouve qu’à ces niveaux de CO₂ très élevés, nécessaires pour maintenir des océans chauds_, ce dernier aurait dû interagir avec les premiers sols (les plus vieux cratons) pour former de la sidérite (FeCO₃). Or point de sidérite !

C’est à Robert Rye et à ses collègues de l’Université Harvard que l’on doit d’avoir mis en évidence les limites du scénario CO₂ seul. Il est en effet très facile de calculer le taux de CO₂ nécessaire pour maintenir des océans chauds avec un Soleil de 20 à 30 % plus faible qu’aujourd’hui. Avec de tels taux dans l’atmosphère, vers 3 milliards d’années, lorsque les masses continentales se sont formées, le CO₂ atmosphérique aurait dû, dans une atmosphère anoxique, nécessairement réagir avec le fer contenu dans les paléosols et former de la sidérite (FeCO₃). Le fait qu’on ne trouve, sur aucun des très vieux...

Table des matières

• Couverture
• Titre
• Copyright
• Dédicace
• Préface
• Avant-propos
• Chapitre 1 - Échapper à la glaciation totale
• Chapitre 2 - La régulation thermique par les gaz à effet de serre dans un monde sans oxygène
• Chapitre 3 - La montée en puissance de l’oxygène et le premier accident thermique
• Chapitre 4 - Un autre monde oxygéné et chaud
• Chapitre 5 - Le second accident : comment la Terre est entrée et sortie d’épisodes de glaciation globale
• Chapitre 6 - Une Terre stabilisée ?
• Chapitre 7 - Dérégulations, crises et extinctions
• Chapitre 8 - La lente descente vers le froid
• Chapitre 9 - L’émergence de l’homme, dans quel climat ?
• Chapitre 10 - La petite musique de Milankovitch
• Chapitre 11 - Rapide tour d’horizon de paléo-indicateurs au Quaternaire
• Chapitre 12 - Le dernier million d’années : un climat qui oscille à « hautes fréquences »
• Chapitre 13 - Projections d’un avenir… incertain
• Chapitre 14 - Dérégulations, accident et disparition
• Station terminus : tout le monde descend
• Glossaire
• Les grandes étapes du climat et de la vie sur Terre
• Bibliographie
• Remerciements
• Crédit des figures
• Table