Dossier présenté par Mathieu dans l’épisode #59.

Qu’est-ce qu’une planète habitable et quelles sont les conditions qui doivent être réunies pour que la vie puisse y apparaître?

Zone habitable

• En astronomie, on définit la zone habitable comme une région de l’espace où les conditions sont favorables à l’apparition de la vie.
• Il ne s’agit pas d’une zone où l’on peut habiter, mais plutôt d’une zone propice à la vie.
• Pour espérer trouver de la vie ailleurs que sur Terre, il faut qu’on ait de l’eau liquide et de la matière organique. La vie peut difficilement s’imaginer sans carbone, et généralement en solution dans l’eau liquide.
• Pour les physicens, la question ne se pose donc pas en où peut-on trouver la vie, mais plutôt où peut-on trouver de l’eau liquide.
• Dans le système solaire on trouve de l’eau (H20) un peu partout (sur Mars, sur des satellites de planètes géantes…). La molécule d’eau H2O est très abondante dans l’Univers, mais généralement sous forme de glace ou de vapeur d’eau, très rarement à l’état liquide.
• Le problème n’est donc pas de détrminer où il y a de l’eau, mais où se trouvent les conditions nécessaires de température et de pression pour avoir de l’eau liquide à la surface d’une planète avec une atmosphère.

Distance par rapport à l’étoile

Pour avoir de l’eau liquide à la surface d’une planète, il faut prendre en considération la distance de la planète à son étoile (soleil):

• Si la planète est trop proche de son étoile ou du Soleil, il va faire trop chaud, la température sera trop élevée, au-delà du point d’ébullition de l’eau (100°C  à la pression sur Terre). L’eau ne se présentera pas sous forme liquide, mais sous forme gazeuse, sous forme de vapeur d’eau.
  • Si on rapproche seulement de 5% la Terre du Soleil, les simulations informatiques montrent que l’augmentation du rayonnement solaire engendrerait une instabilité du climat.
  • Les océans vont chauffer, donc plus de vapeur d’eau va s’évaporer, et la vapeur d’eau est un gaz à effet de serre, qui aura pour conséquence de réchauffer à son tour la surface de la planète, engendrant ainsi un emballement amenant à la mise en ébullition des océans.
  • Un autre effet additionnel a aussi lieu. Des molécules d’eau évaporées vont aussi monter jusqu’à la très haute atomsphère, actuellement très sèche et quasi sans vapeur d’eau. Les molécules de vapeur d’eau présentes dans la haute atmosphère vont alors en quelques sortes être attaquées par le rayonnement utlra-violet qui va casser (photodissocier) les molécules d’eau, et des atomes d’hydrogène vont se libérer. L’hydrogène est un gaz extrêmement léger (1 proton-1 électron), il va donc pouvoir être éjecter dans l’espace et s’échapper de la planète Terre. L’effet climatique de condensation (pluie) après l’évaporation n’a donc plus lieu pour ces molécules dont l’hydrogène est expulsé. La conséquence de ce phénomène serait la disparition des océans en seulement quelques millions d’années (ce qui est très faible à l’échelle de l’âge de la Terre de 4,6 milliards d’années).
• Inversement, si la planète est trop éloignée de son étoile ou du Soleil, il va faire trop froid et l’eau sera présente sous forme de glace.
  • Si on éloigne la Terre du Soleil de seulement 10%, on se rend compte que le climat devient aussi instable.
  • En effet, s’il fait plus froid, il y aura alors plus de neige et de glace. Hors la neige et la glace réfléchissent le rayonnement solaire beaucoup mieux que le sol nu. La chaleur réfléchie n’est alors plus absorbée par le sol et se perd. Et plus il fait froid, plus il va y avoir de la neige et moins la chaleur du rayonnement solaire sera retenue, ce qui engendre un emballement amenant au gel des océans.
• Cependant s’il fait trop froid sur Terre et que tout est gelé, il n’en reste pas moins présentes une activité volcanique qui crache du gaz carbonique et la tectonique des plaques est aussi toujours active. Le gaz carbonique ne va plus pouvoir être recyclé par les océans (pour former des carbonates) qui sont gelés et il va alors s’accumuler dans l’atmosphère et créer un effet de serre qui va compenser le refroidissement du à l’éloigement du Soleil. L’effet de serre va réchauffer la planète, et l’eau liquide pourrait alors réapparaître, qui va à son tour pouvoir reconsommer le gaz carbonique, et engendrer une nouvelle stabilisation du climat. Ce phénomène s’appelle le paradoxe du Soleil faible (Il y a plusieurs milliards d’années, le Soleil brillait plus faiblement et pourtant la Terre n’était pas couverte de glace mais d’eau liquide).

Les exoplanètes

Les exoplanètes sont des planètes extrasolaires orbitant autour d’une étoile autre que le Soleil.

• La tout première exoplanète a été découverte en 1995, et actuellement on en aurait détectées près de 700, et on en découvre une centaine par an ces dernières années.
• Certaines peuvent être observées depuis des instruments au sol, comme des téléscopes au sol. Cependant l’atmosphère terrestre joue le rôle de filtre à radiation, et nous empêche de lire dans certaines longeurs d’onde. Pour déterminer la constitution de l’exoplanète, on les observe plutôt depuis des téléscopes spatiaux mis en satellite, comme celui de la mission Kepler. Ces observations depuis l’espace permettent d’analyser toutes les radiations lumineuses émises par l’exoplanète et nous informe sur sa nature et sa composition.
• On distingue généralement 2 grandes familles de planètes:
  • planètes telluriques
    • constituées de roche et métal.
    • densité élevée.
    • petite dimension.
  • planètes gazeuses
    • consituées principalement d’hydrogène et d’hélium.
    • faible densité.
    • grande dimension.

• Dans le cas de grosses étoiles, la distance de l’exoplanète à son étoile devra être évidemment plus grande pour retrouver une zone habitable. Cependant la zone habitable doit aussi durer dans le temps (la Terre s’est formé il y a 4,5 milliards d’années, on pense que la vie est apparue il y a 3,5 milliards d’années, les organismes multicellulaires eux sont apparu il y a 1,4 milliards d’années, et les premiers animaux il y a 500-600 millions d’années ). Il faut donc du temps pour que la vie apparaisse dans une zone habitable. Hors les grosses étoiles plus massives que le Soleil évoluent plus vite et ont par conséquent une durée de vie plus courte (elle consomment beaucoup de combustibe – hydrogène, hélium – pour finalement exploser et se transformer en supernova). La courte durée de vie des étoiles massives n’est donc pas propice à une zone habitable durable.
• 80% des étoiles au voisinage de notre galaxie sont des petites étoiles, plus petites que le Soleil. Elles ont les avantages de peu évoluer et d’avoir une durée de vie très longue, ça peut être de l’ordre de la durée de vie de l’Univers. Autour des petites étoiles, la zone habitable doit être plus proche de celles-ci, ce qui pose quelques problèmes. Ces petites étoiles sont stables à long terme (consomment peu d’hydrogène et n’explosent pas en supernova), mais pas à court terme (des éruptions solaires ont fréquemment lieu, des crachats de rayonnement ultraviolet). On voit qu’une trop grande proximité de la planète à son étoile peut aussi amener une instabilité peu propice à une zone habitable durable. Si ces éruptions solaires et rayonnements terminent au fond des océans, c’est pas grave car la sensibilité au rayonnement est moindre, mais sur les continents ça peut être problématique pour l’apparition de la vie.
• Un autre problème est lié au fait qu’il y a de fortes chances que l’exoplanète ne montre qu’une face à son étoile (un peu comme la lune), les océans pourraient alors s’accumuler côté nuit (face cachée) et former une grande calotte glacière et que le côté jour (face visible) soit totalement aride, ce qui n’est non plus pas propice à un climat stable. Le gaz carbonique de l’atmosphère pourrait ainsi geler et se transformer en glace carbonique qui pourrait entraîner l’effondrement de l’atmosphère.

L’exoplanète Gliese 581 c

On parle beaucoup de l’exoplanète Gliese 581 c, une planète semblable à la Terre et sois-disant habitable.

• Il s’agit de l’une de six exoplanètes détectées en orbite autour de l’étoile Gliese 581.
• Cette exoplanète est une sorte de super-Terre, d’environ 5 fois la masse terrestre (ça pourrait correspondre à une planète 1,5 fois plus grosse que la Terre), assez proche de son étoile.
• On évalué la température à la surface de Gliese 581 de l’ordre de 40°C, ce qui pourrait laisser la place à la présence d’eau liquide et d’océans.
• Mais l’océan à 40°C est chaud et s’évapore beaucoup plus, donc plus de vapeur d’eau dans l’atmosphère génère un effet de serre accru.

La vie sur Mars

Dans le cadre de la mission Rover lancée en 2003, deux robots autonomes (Spirit et Opportunity) ont été envoyés sur Mars, afin d‘explorer la géologie de la planète. Ces robots avaient pour objectifs d’analyser les sols afin de détecter des roches sédimentaires (comme des argiles) qui témoigneraient de la présence d’eau.

Dans les conditions régnant actuellement sur Mars la présence d’eau liquide à la surface de la planète est impossible en raison de la faible température (en moyenne de -50 °C contre +14 °C sur Terre) et de la pression atmosphérique (6 hPa contre 1 013 hPa sur Terre). L’eau est présente uniquement sous forme de glace (dans le sous-sol, près des pôles) et aussi un tout petit peu sous forme gazeuse de vapeur d’eau (très faiblement présente dans l’atmosphère martienne, 0,03 % pour 95,3 % de CO2, et des traces d’azote et d’argon). Plusieurs indices semblent montrer que l’eau a occupé dans le passé de manière permanente le sol martien, des formes géologiques datant de 3,8 milliards d’années en témoignent. Cependant il n’y a pas de consensus sur quelle quantité d’eau était présente à la surface et durant combien de temps.

En avril 2009, le rover Spirit s’est immobilisé définitivement, ses roues se sont enfoncées dans une petite dune de sable et le rover n’est pas parvenu à se dégager. Après des tentatives infructueuses de la NASA pour le dégager de la dune, début 2010 on a renoncé définitevement à libérer Spirit. Le rover qui a parcouru depuis son atterrissage 7 730,5 mètres agit désormais en tant que station de mesure fixe.

L’équipement scientifique du rover Opportunity lui a dépassé de 6 ans la durée de fonctionnement pour laquelle il avait été construit. Il est aujourd’hui en partie hors service. Le spectromètre infrarouge qui l’équipait ne fonctionne plus depuis la tempête qui l’a frappé en 2007 et la capacité de détection de l’autre spectromètre Mössbauer est devenue très faible et le rend inutilisable.

Suite à cette première exploration géologique de la planète Mars, la prochaine étape sera de lancer une exploration chimique qui aura pour objectif de prélever des échantillons du sol martien et d’en séparer la composante minérale des molécules organiques. Un analyse des molécules organiques nous donnera probablement des informations sur la possibilité des synthétisation naturelle de ces molécules sur Mars et la possibilité d’engendrer de la vie.

La vie sur Europe, Titan et Encelade

Sur le satellite/lune Europe de Jupiter, il y a de l’eau sous forme de glace et dessous cette glace probablement un océan d’eau liquide avec des éventuelles réactions de synthèses chimiques très intéressantes. Il faudrait donc pouvoir y envoyer une mission qui aurait pour objectif premier de perforer les 10 km de glace et atteindre l’eau liquide et pouvoir ainsi y effectuer des analyses.

Le satellite/lune Titan de Saturne possède une atmosphère (méthane, azote) qui est une vraie usine à réaction chimique prébiotique qui potentiellement permetterait de former les composants chimiques indispensables à la vie (comme des sucres, des acides aminés, des bases azotées…). Cependant Titan ne possèderait pas d’eau liquide, il y fait beaucoup trop froid, par contre il possède un lac et des rivières de méthane liquide. Néanmoins malgré l’absence d’eau liquide (en tout cas en surface), Titan reste un bon laboratoire pour analyser l’évolution chimique naturelle sans eau liquide.

Sur Encelade, un autre satellite/lune de Saturne, on a découvert récemment qu’il neige. Un geyser, situé sur son pôle Sud, y éjecte beaucoup d’eau, et une partie de cette eau retombe à la surface sous forme de neige.

Détection et caractérisation des exoplanètes

Actuellement, les chercheurs auraient détecté plus de 700 exoplanètes. Cependant la détection ne suffit pas, il faut aller plus loin et aussi pouvoir caractériser et identifier les propriétés de ces exoplanètes:

• son orbite, son cycle et la distance à son étoile.
• son transit, son éclipse ou ombre de passage périodique devant/derrière son étoile. On peut le mesurer en détectant des baisses de luminosité dans la courbe de lumière de l’étoile dû au passage de la planète.
• son diamètre, sa masse et sa densité (exoplanète tellurique ou gazeuse).
• sa consitution (roche, glace ou océan).
• la composition de son atmosphère (oxygène, ozone, méthane…).

Le méthane présent dans l’atmosphère d’une planète peut être un bon indicateur ou signature de la présence de vie, car les bactéries émettent du méthane, sur Terre les ruminants aussi, l’activité volcanique émet aussi du méthane.

Conclusion

Pour clore le dossier, on peut avoir deux approches à la possibilité de vie extraterrestre:

• L’approche optimiste: on pense que dans l’Univers il y a mille millards d’étoiles. Si une étoile sur deux a des planètes, ça nous amène à une nombre invraisemblable de planètes. Par conséquent, très nombreuses sont celles qui peuvent potentiellement se situer dans la zone habitable. Et tout indique aussi qu’il peut exister beaucoup d’exoplanètes telluriques de type et taille de la Terre, et à bonne distance de leur étoile.
• L’approche pessimiste: la Terre s’est crée grâce à des circonstances extrêmement favorables. D’ailleurs quand on regarde toutes les conditions qui ont dû être réunies pour voir apparaître de l’eau su la Terre, on voit qu’on a eu pas mal de chance.
  • La terre a une taille suffisante pour pouvoir retenir son atmosphère qui peut ainsi exercer un pression à sa surface nécessaire à la présence d’eau liquide
  • Recyclage de l’atmosphère par la tectonique des plaques qui maintient l’effet de serre au bon niveau.
  • Protection de l’atmosphère par le champs magnétique terrestre qui joue le rôle de bouclier contre des rayons cosmiques mortels pour la vie.
  • L’obliquité de la planète a aussi un rôle important à jouer pour l’habitabilité. La Terre (comme Mars) est inclinée sur un axe d’environ 20° qui est stable et constant grâce à la présence de la masse de la Lune (alors que celle de Mars varie de façon cahotique). Cette obliquité constante de la Terre permet de stabiliser le climat et l’alternance des saisons. Beaucoup d’exoplanètes ont une obliquité nulle, elles n’ont alors plus de saison et des pôles extrêment froids, qui peut amener la perte de l’atmosphère et de l’eau à ses pôles.
  • Cycle jour-nuit de 24 heures relativement court qui permet de ne pas trop réchauffer la surface de la Terre. Il faut savoir que la Lune a des journées et nuits de 2 semaines (14 jours), la température de plus de 100°C à la mi-journée (7 jours) y est alors bien plus élevée que celle de la Terre.

Sources:

http://www.cieletespaceradio.fr/qu_est_ce_qu_une_planete_habitable__.311.UNIV_001 http://www.cieletespaceradio.fr/la_vie_a_t_elle_pu_apparaitre_ailleurs_que_sur_terre__.661.SYST_001 http://www.cieletespaceradio.fr/planetes_habitables__la_nouvelle_donne.758.ESPA_001 http://www.cieletespaceradio.fr/exoplanetes__le_bon_grain_et_l_ivraie.746.ESPA_001