L'astronomie, au carrefour des disciplines
Les sciences de la Terre

La connaissance de notre planète, la Terre, constitue l'objectif majeur des sciences de la Terre. Comprendre les mécanismes qui ont régi son histoire depuis sa formation jusqu'à nos jours est indispensable à l'homme pour pouvoir gérer notre planète et mieux appréhender les phénomènes naturels (séismes, éruptions volcaniques, inondations, etc...) qui ne sont que les manifestations de sa dynamique. Aujourd'hui, avec l'avènement de l'ère spatiale, l'homme a non seulement pris conscience de la globalité des phénomènes qui régissent l'existence de sa planète, mais il a, aussi, appris à considérer la Terre dans son contexte planétaire.
L'exploration du système solaire entreprise depuis plus de trente ans a révélé la variété des phénomènes géologiques (cratérisation météoritique, volcanisme, tectonique, érosion) qui ont marqué à des degrés divers l'évolution de la Lune et des petites planètes (Mercure, Vénus et Mars). Les sciences de la Terre apportent leur contribution à la connaissance du système solaire par le biais de l'étude comparée des phénomènes géologiques terrestres et de ceux observés sur les autres planètes.

La pluridisciplinarité des sciences de la Terre
Les sciences de la Terre sont elles aussi le carrefour de nombreuses disciplines scientifiques qui concourent à une meilleure connaissance de la "machine" Terre. Ainsi, la géologie, discipline traditionnellement consacrée à l'étude des constituants de la Terre, de leur mode de formation, de leur âge et des grands événements qui ont marqué son histoire, a reçu le renfort de la physique et de la chimie. La géophysique applique en effet des mesures physiques (sismique, magnétisme, gravimétrie) à l'étude de l'intérieur du globe. La géochimie permet, grâce aux méthodes de la chimie, d'accéder à l'histoire de la composition du globe et intervient dans l'établissement du bilan chimique des phénomènes géologiques.
L'étude des enveloppes gazeuses et liquides de la Terre fait partie des sciences de la Terre. Les échanges entre les masses océaniques et l'atmosphère, les mécanismes du cycle de l'eau, les grands courants océaniques ainsi que la dynamique atmosphérique sont autant de domaines d'étude qui contribuent à comprendre comment fonctionne notre planète.

Les roches
Les roches sont les matériaux constitutifs de l'écorce terrestre. Elles sont responsables des reliefs. Différents processus sont à l'origine de la formation des roches. Les roches magmatiques ou éruptives se forment à partir du magma à l'intérieur du globe. En remontant jusqu'à la surface, le magma peut s'épancher en coulées et former les roches volcaniques ou effusives. Le magma peut aussi refroidir en profondeur et aboutir aux roches plutoniques ou intrusives, telles que le granite.
Les roches sédimentaires et résiduelles proviennent de la destruction des roches en place sous l'effet de l'érosion. Les roches sédimentaires résultent du transport et du dépôt du matériel provenant de l'érosion des reliefs, alors que les roches résiduelles se forment sur place.
Lorsqu'elles se retrouvent en profondeur dans la croûte terrestre, les roches (magmatiques ou sédimentaires) sont modifiées par les nouvelles conditions de température et de pression auxquelles elles sont soumises. Elles deviennent alors des roches métamorphiques, comme par exemple les micaschistes. Ainsi, en étudiant la composition et la structure d'une roche, on peut déterminer sa nature et son origine. L'étude pétrologique est un des éléments qui permettent de reconstituer l'évolution de l'écorce terrestre et les événements qui l'ont affectée.

Mouvements et tremblements
Grâce à l'analyse du trajet et de la vitesse des ondes sismiques déclenchées par les tremblements de terre, on obtient les informations sur la structure interne du globe. Les trois enveloppes de l'intérieur terrestre sont séparées par des discontinuités, mises en évidence par des changements brutaux de propagation des ondes sismiques, et interprétées comme des variations de densité ou de changements d'état physique.
La croûte (1 % du volume terrestre) est très hétérogène. Sous les continents, son épaisseur varie de 30 à 50 km en moyenne ; sous les océans, elle est beaucoup plus mince (5 à 10 km). Ce contraste d'épaisseur s'accompagne d'une différence  marquée de composition : la croûte continentale est de nature granitique, alors que la croûte océanique est basaltique.
La partie supérieure du manteau et la croûte constituent la lithosphère (100 à 150 km d'épaisseur) qui est découpée en plaques rigides se déplaçant sur l'asthénosphère plastique qui constitue la zone de transition entre le manteau supérieur et le manteau inférieur. Les plaques lithosphériques étant rigides étant rigides, des perturbations se produisent à leurs bordures, les marges, quand elles se déplacent les unes par rapport aux autres. Selon la nature de leurs mouvements relatifs, trois grands types de mécanismes se produisent. Lorsque deux plaques divergent, comme c'est le cas sur les planchers océaniques, des remontées basaltiques se produisent au niveau des dorsales. Quand deux plaques, se déplaçant en sens inverse, se rapprochent, la plus dense passe sous la moins dense (mécanisme de subduction), provoquant des tremblements de terre et des éruptions volcaniques. La plaque supérieure est également déformée par la plaque plongeante, et c'est ainsi que naissent certaines chaînes de montagnes. Enfin, deux plaques peuvent coulisser le long d'une grande faille transformante, provoquant des tremblements de terre, mais l'activité volcanique est nulle ou très réduite.

La distribution des dorsales, des zones sismiques, ainsi que des chaînes de montagne a permis de délimiter les grandes plaques (six plaques principales, plus quelques plaques secondaires de taille plus réduite) qui forment l'enveloppe externe du globe terrestre. Il est largement admis que ce sont les courants de convection dans le manteau inférieur qui sont principalement responsables du déplacement des plaques. Ces courants de convection sont organisés en cellules divergeant sous les dorsales. Ce sont les mouvements des plaques qui sont à l'origine des profondes modifications subies par la surface terrestre. Ainsi, la croûte océanique a été totalement renouvelée depuis le début de l'ère secondaire, c'est-à-dire depuis moins de 200 millions d'années.

De la Terre aux planètes
C'est la combinaison de toutes les informations recueillies grâce à ces diverses spécialités de sciences de la Terre qui permet aujourd'hui de retracer l'histoire de notre planète et de mieux comprendre son fonctionnement. Appliquées aux autres corps solides du système solaire, ces spécialités permettent de reconstituer progressivement, mais encore très sommairement, leur histoire.
Sur la Terre, les scientifiques disposent d'une gamme très complète de méthodes d'investigation qui vont de l'étude in situ (prélèvement d'échantillons, cartographie, etc...) à l'observation à distance à l'aide de satellites artificiels (télédétection), en passant par l'étude d'échantillons en laboratoire (analyses chimiques, minéralogiques et pétrographiques, datations) et  l'interprétation des données géophysiques recueillies par le réseau de stations au sol (sismologie).
Sur la Lune et les planètes Mercure, Vénus et Mars, les données disponibles actuellement ont été obtenues majoritairement par télédétection (imagerie dans le visible ou radar, spectrométrie infrarouge ou gamma) à partir de sondes orbitales. Les études in situ ont été jusqu'à présent relativement limitées : seule la Lune a fait l'objet de plusieurs missions d'astronautes qui en ont rapporté plusieurs centaines de kilogrammes d'échantillons et y ont installé des stations sismiques ayant fonctionné pendant une dizaine d'années ; les surfaces des planètes Mars ou Vénus n'ont été visitées que par des engins statiques (VENERA, VIKING) qui ont analysé sommairement la composition du sol là où ils se sont posés, mais aucun échantillon n'a été rapporté sur Terre et aucune mesure géophysique n'y a été réalisée.
Dans ces conditions, la connaissance géologique de ces planètes est encore très rudimentaire, un grand nombre de questions demeurant encore sans réponse, et seule la comparaison avec des analogies terrestres permet de formuler des hypothèses ou de proposer des modèles que les explorations devront vérifier.

Compréhension des phénomènes géologiques planétaires
La surface lunaire est caractérisée par la présence de deux grands types d'unités géomorphologiques : les "Terres" dont le relief est dominé par la présence de très nombreux cratères d'impacts météoritiques, et les "Mers" qui correspondent à de grands bassins comblés par des formations volcaniques. Les techniques éprouvées pour l'étude des roches terrestres, telles que l'examen microscopique des minéraux, l'analyse chimique et les datations, appliquées aux échantillons prélevés par les astronautes américains (missions APOLLO) et par les robots soviétiques (LUNAKHOD), ont permis d'établir la composition des roches de ces unités et de dater leur formation ou leur mise en place.
Ainsi, après sa formation, il y a 4,56 milliards d'années environ, l'intérieur de la Lune s'est différencié (croûte, manteau et noyau). Pendant cette période, cette différenciation qui a duré environ 800 millions d'années, la Lune a subi un bombardement météoritique catastrophique (le bombardement post-accrétionnel) qui a bouleversé sa surface. Les Terres lunaires sont le résultat de ce bombardement et correspondent à la croûte primitive.
Vers la fin du bombardement post-accrétionnel, l'impact de météorites géantes a creusé de grandes dépressions (plusieurs kilomètres de profondeur, plus d'un millier de kilomètres de diamètre), les bassins. Le remplissage de ces bassins par des formations volcaniques (basaltes) venues de la profondeur a donné naissance aux Mers. Cette activité volcanique a duré environ 600 millions d'années. La fin de cette activité volcanique, vers 3,2 milliards d'années, a correspondu avec l'arrêt de l'évolution géologique lunaire et, depuis cette époque, la surface n'a été modifiée que par les impacts de petites météorites.

Mars
Au contraire de la Lune, les planètes Mars et Vénus présentent une grande diversité de reliefs qui sont la conséquence de leur évolution géologique. Dans le cas de la planète Mars, la présence de volcans géants, tels que Olympus Mons (27 km de haut, 600 km de diamètre), est l'indication d'une importante activité interne. La comparaison de ces volcans avec leurs homologues terrestres, tels que les volcans hawaïens, montre qu'ils n'ont pu s'édifier qu'à la faveur de conditions particulières : existence de points chauds persistants, et absence de déplacements de plaques lithosphériques. En effet, contrairement à la Terre, la surface martienne ne semble pas présenter de limites de plaques. Malgré la présence de nombreuses failles, la planète rouge ne présente pas de structures tectoniques comparables à celles qui sont liées à la tectonique des plaques sur la Terre (chaînes montagneuses, failles transformantes). Cette différence entre la Terre et Mars est probablement due au  fait que cette dernière, deux fois plus petite que notre planète, a bénéficié d'une source d'énergie interne plus faible et a, de ce fait, connu une histoire géologique plus brève.

Les échantillons du sol martien, prélevés dans l'hémisphère Nord de la planète et analysés sur place, ont révélé des compositions chimiques proches de certaines argiles terrestres (montmorillonites) résultant de l'altération des roches volcaniques par l'eau, confirmant ainsi le rôle de cet agent sur la planète rouge. Comme l'indiquent les réseaux fluviatiles fossiles observés à la surface de Mars, l'eau liquide, aujourd'hui disparue, a été très abondante. Dans le passé, les conditions climatiques ont permis son existence ; mais le refroidissement de la planète a entraîné sa disparition. Depuis moins d'un milliard d'années, l'activité géologique martienne semble avoir cessé, mais on ignore s'il existe encore une activité interne, même réduite.

Vénus
La planète Vénus possède un très grand nombre d'édifices volcaniques et de structures tectoniques. Les volcans vénusiens sont les témoins d'une intense activité interne qui s'est traduite par de grands épanchements recouvrant la majeure partie de la surface de la planète. Les échantillons analysés sur place semblent avoir des compositions chimiques proches de celles des roches volcaniques rencontrées sur les planchers océaniques terrestres.

Malgré la présence de très grandes structures tectoniques (réseaux de failles, chaînes montagneuses), qui sont aussi les témoins de son intense dynamique interne, il n'a pas été possible de démontrer que, contrairement à la Terre, Vénus avait été le siège d'une tectonique de plaques. L'activité géologique vénusienne semble avoir cessé récemment, il y a environ 600 millions d'années, mais les causes de cet arrêt restent encore inconnues.

Vertus de la comparaison
Les phénomènes géologiques qui ont été identifiés sur la Lune, Mars et Vénus n'ont pu être interprétés que par comparaison avec les phénomènes terrestres, et grâce à l'analyse de quelques échantillons. Il faudra attendre d'autres expériences, en particulier géophysiques, pour pouvoir connaître la structure interne de ces corps et leur composition, et préciser leur histoire géologique qui n'a été qu'esquissée à grands traits. Il faut par ailleurs souligner sur les sciences de la Terre bénéficient elles aussi de l'étude géologique des autres planètes : en effet, lorsque la Terre s'est formée - il y a environ 4,56 milliards d'années, par accrétion de la matière primitive -, elle a subi un bombardement météoritique catastrophique.
Ce bombardement a sans doute bouleversé l'aspect de la surface terrestre, mais aujourd'hui on n'en observe plus les conséquences parce que l'évolution géologique terrestre (tectonique des plaques, érosion, sédimentation) les a fait disparaître. C'est grâce à l'étude géologique d'autres objets du système solaire, tels que la Lune, Mercure ou Mars, dont l'évolution semble avoir été plus brève, que l'on peut reconstituer ce qui s'est passé sur notre planète au tout début de son histoire.