30.3 : À la recherche de la vie au-delà de la Terre

Objectifs d'apprentissage

À la fin de cette section, vous serez en mesure de :

• Décrivez ce que nous avons appris lors de l'exploration de l'environnement sur Mars
• Déterminez où, dans le système solaire, la vie est le plus probablement durable et pourquoi
• Décrivez certaines missions clés et leurs conclusions dans le cadre de notre recherche de la vie au-delà de notre système solaire
• Expliquer l'utilisation de biomarqueurs dans la recherche de preuves de la vie au-delà de notre système solaire

Les astronomes et les planétologues continuent de rechercher la vie dans le système solaire et dans l'univers en général. Dans cette section, nous aborderons deux types de recherches. Le premier est l'exploration directe des planètes de notre propre système solaire, en particulier de Mars et de certaines des lunes glacées de l'extérieur du système solaire. Ensuite, la tâche encore plus difficile consiste à rechercher des preuves de la vie, un biomarqueur, sur des planètes encerclant d'autres étoiles. Dans la section suivante, nous examinerons le SETI, la recherche de renseignements extraterrestres. Comme vous le verrez, les approches adoptées dans ces trois cas sont très différentes, même si l'objectif de chacun est le même : déterminer si la vie sur Terre est unique dans l'univers.

La vie sur Mars

La possibilité que Mars ait accueilli ou ait accueilli de la vie a une riche histoire qui remonte aux « canaux » que certains prétendaient voir sur la surface martienne vers la fin du XIXe siècle et le début du XXe siècle. À l'aube de l'ère spatiale, il a été possible d'aborder cette question de près grâce à une série de missions vers Mars, qui ont débuté avec le premier survol réussi d'un engin spatial robotique en 1964 et ont conduit au déploiement du rover Curiosity de la NASA, qui a atterri à la surface de Mars en 2012.

Les premières missions sur Mars ont laissé entendre que de l'eau liquide, l'une des principales exigences de la vie, avait peut-être déjà coulé à la surface, et des missions ultérieures ont confirmé cette conclusion. Les atterrisseurs Viking de la NASA, dont le but était de rechercher directement des preuves de vie sur Mars, sont arrivés sur Mars en 1976. Les instruments embarqués de Viking n'ont trouvé aucune molécule organique (substance à partir de laquelle la vie est créée) et aucune preuve d'activité biologique dans les sols martiens analysés.

Ce résultat n'est pas particulièrement surprenant car, malgré les preuves de l'écoulement d'eau liquide dans le passé, l'eau liquide à la surface de Mars n'est généralement pas stable aujourd'hui. Sur une grande partie de Mars, les températures et les pressions à la surface sont si basses que l'eau pure gèle ou bouillonne (sous de très basses pressions, l'eau bouillit à une température beaucoup plus basse que d'habitude). Pire encore, contrairement à la Terre, Mars ne possède pas de champ magnétique ni de couche d'ozone pour protéger la surface des rayons ultraviolets solaires nocifs et des particules énergétiques. Cependant, les analyses du sol effectuées par Viking n'ont rien révélé quant à savoir si la vie a pu exister dans le passé lointain de Mars, lorsque l'eau liquide était plus abondante. Nous savons que l'eau sous forme de glace existe en abondance sur Mars, mais pas si profondément sous sa surface. La vapeur d'eau est également un constituant de l'atmosphère de Mars.

Depuis la visite de Viking, notre compréhension de Mars s'est considérablement approfondie. Les engins spatiaux en orbite ont fourni des images de plus en plus détaillées de la surface et ont détecté la présence de minéraux qui n'auraient pu se former qu'en présence d'eau liquide. Deux missions de surface audacieuses, les rovers d'exploration de Mars Spirit et Opportunity (2004), suivies par le rover Curiosity (2012), beaucoup plus gros, ont confirmé ces données de télédétection. Les trois rovers ont trouvé de nombreuses preuves d'une histoire passée de l'eau liquide, révélées non seulement par la minéralogie des roches qu'ils ont analysées, mais également par la stratification unique de formations rocheuses.

La curiosité est allée au-delà des preuves de la présence d'eau et a confirmé l'existence d'environnements habitables sur l'ancienne planète Mars. Le terme « habitable » signifie non seulement que de l'eau liquide était présente, mais que les besoins de la vie en énergie et en matières premières élémentaires auraient également pu être satisfaits. La preuve la plus convaincante de l'existence d'un ancien environnement habitable provient de l'analyse d'une roche à grain très fin appelée mudstone, un type de roche répandu sur Terre mais inconnu sur Mars jusqu'à ce que Curiosity le découvre (Figure\(\PageIndex{1}\)). Le mudstone peut nous en apprendre beaucoup sur les environnements humides dans lesquels ils se sont formés.

Figurine\(\PageIndex{1}\) Mudstone. La photo montre les premiers trous forés par le rover Curiosity Mars de la NASA dans un mudstone, avec des pieux de forage « frais » autour des trous. Remarquez la différence de couleur entre la surface martienne ancienne rouge et la poudre de roche grise récemment exposée provenant des trous de forage. Chaque trou de perçage mesure environ 0,6 pouce (1,6 cm) de diamètre.

Cinq décennies d'exploration robotique nous ont permis de brosser un tableau de l'évolution de Mars au fil du temps. Les débuts de Mars ont connu des périodes de températures plus chaudes et plus humides qui auraient été propices à la vie à la surface. Cependant, Mars a fini par perdre une grande partie de son atmosphère primitive et les eaux de surface ont commencé à s'assécher. Au fur et à mesure que cela s'est produit, les réservoirs d'eau liquide de plus en plus rétrécissants de la surface martienne sont devenus plus salés et plus acides, jusqu'à ce que la surface ne contienne finalement plus d'eau liquide et soit baignée par un rayonnement solaire intense. La surface est ainsi devenue inhabitable, mais ce n'est peut-être pas le cas pour l'ensemble de la planète.

Des réservoirs de glace et d'eau liquide peuvent toujours exister sous terre, là où les conditions de pression et de température les rendent stables. Des preuves récentes suggèrent que de l'eau liquide (probablement de l'eau très salée) peut parfois (et brièvement) s'écouler à la surface, même aujourd'hui. Ainsi, Mars pourrait même avoir des conditions habitables de nos jours, mais bien différentes de celles auxquelles nous pensons normalement sur Terre.

Notre étude de Mars révèle une planète à l'histoire fascinante, une planète qui a vu sa capacité à accueillir la vie de surface diminuer il y a des milliards d'années, mais qui a peut-être permis à la vie de s'adapter et de survivre dans des niches environnementales favorables. Même si la vie n'a pas survécu, nous nous attendons à trouver des preuves de vie si jamais elle s'emparait de Mars. S'ils existent, ils sont cachés dans la croûte et nous sommes encore en train d'apprendre comment déchiffrer au mieux ces preuves.

La vie dans le système solaire extérieur

Les énormes planètes géantes de gaz et de glace du système solaire externe (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune) ne sont certainement pas habitables pour la vie telles que nous les connaissons, mais certaines de leurs lunes pourraient l'être (Figure\(\PageIndex{2}\)). Bien que ces mondes de l'extérieur du système solaire contiennent de l'eau en abondance, ils reçoivent si peu de lumière solaire chaude sur leurs orbites lointaines qu'on a longtemps cru qu'ils seraient des boules de glace et de roche gelées « géologiquement mortes ». Mais, comme nous l'avons vu dans le chapitre sur les anneaux, les lunes et Pluton, les missions dans le système solaire externe ont révélé quelque chose de bien plus intéressant.

Europa, la lune de Jupiter, s'est révélée aux missions Voyager et Galilée comme un monde actif dont la surface glacée cache apparemment un océan d'une profondeur de plusieurs dizaines à peut-être une centaine de kilomètres. Alors que la lune tourne autour de Jupiter, l'énorme gravité de la planète crée des marées sur l'Europe, tout comme la gravité de notre propre Lune crée nos marées océaniques, et la friction de toutes ces poussées et de ces tiraillements génère suffisamment de chaleur pour maintenir l'eau sous forme liquide (Figure\(\PageIndex{2}\)). Des marées similaires agissent sur d'autres lunes si elles orbitent à proximité de la planète. Les scientifiques pensent aujourd'hui que six lunes glacées ou plus du système solaire externe peuvent abriter des océans d'eau liquide pour la même raison. Parmi celles-ci, Europe et Encelade, une lune de Saturne, ont jusqu'à présent suscité le plus grand intérêt des astrobiologistes.

Figure les\(\PageIndex{2}\) lunes de Jupiter. Les lunes galiléennes de Jupiter sont représentées à une échelle relative et disposées par ordre de distance orbitale par rapport à Jupiter. À l'extrême gauche, Io tourne autour de Jupiter et subit donc le plus fort réchauffement des marées dû à la gravité massive de Jupiter. Cet effet est si fort que l'on pense que Io est le corps le plus volcaniquement actif de notre système solaire. À l'extrême droite, Callisto montre une surface marquée par des cratères représentant des milliards d'années, ce qui indique que la surface de la lune est ancienne et que Callisto est peut-être bien moins active que ses lunes sœurs. Entre ces extrêmes chauds et froids, Europa, deuxième en partant de la gauche, orbite à une distance où le réchauffement des marées de Jupiter pourrait être « parfait » pour maintenir un océan d'eau liquide sous sa croûte glacée.

L'Europe a probablement connu un océan pendant la majeure partie ou la totalité de son histoire, mais son habitabilité nécessite plus que de l'eau liquide. La vie a également besoin d'énergie, et comme la lumière du soleil ne pénètre pas sous la croûte glaciaire d'Europe qui fait des kilomètres d'épaisseur, il faudrait que ce soit de l'énergie chimique. L'une des principales caractéristiques de l'Europe du point de vue de l'astrobiologie est que son océan est très probablement en contact direct avec un manteau rocheux sous-jacent, et que l'interaction de l'eau et des roches, en particulier à des températures élevées, comme dans les systèmes d'évents hydrothermaux de la Terre, produit une chimie réductrice (où les molécules ont tendance à céder facilement des électrons), ce qui est comme la moitié d'une batterie chimique. Pour compléter la batterie et fournir de l'énergie qui pourrait être utilisée par la vie, il faut également disposer d'une chimie oxydante (où les molécules ont tendance à accepter facilement les électrons). Sur Terre, lorsque des fluides de ventilation chimiquement réducteurs rencontrent de l'eau de mer contenant de l'oxygène, l'énergie qui devient disponible soutient souvent des communautés florissantes de microorganismes et d'animaux sur le fond marin, loin de la lumière du soleil.

La mission Galileo a découvert que la surface glacée d'Europe contient une abondance de produits chimiques oxydants. Cela signifie que la disponibilité de l'énergie nécessaire à la vie dépend en grande partie de la capacité de la chimie de la surface et de l'océan à se mélanger, malgré les kilomètres de glace qui les séparent. Le fait que la croûte de glace d'Europe semble géologiquement « jeune » (elle ne date que de dizaines de millions d'années en moyenne) et qu'elle soit active donne à penser qu'un tel mélange pourrait effectivement se produire. Déterminer si et dans quelle mesure des échanges se produisent entre la surface et l'océan d'Europe sera l'un des principaux objectifs scientifiques des futures missions en Europe, et une étape majeure pour déterminer si cette lune pourrait être le berceau de la vie.

Figure Europa, la lune de\(\PageIndex{3}\) Jupiter, telle qu'imagée par la mission Galileo de la NASA. La relative rareté des cratères en Europe suggère une surface « géologiquement jeune », et le réseau de crêtes et de fissures colorées suggère une activité et un mouvement constants. Les instruments de Galilée suggéraient également fortement la présence d'un immense océan d'eau liquide salée sous la croûte glacée.

En 2005, la mission Cassini a survolé de près une petite lune (500 kilomètres de diamètre) de Saturne, Encelade (Figure\(\PageIndex{4}\)), et a fait une découverte remarquable. Des panaches de gaz et de glace s'échappaient de la région polaire sud de la lune à un rythme collectif d'environ 250 kilogrammes de matière par seconde. Plusieurs observations, y compris la découverte de sels associés à la matière glacée, suggèrent que leur source est un océan d'eau liquide sous des dizaines de kilomètres de glace. Bien qu'il reste à déterminer avec certitude si l'océan est local ou mondial, transitoire ou de longue durée de vie, il semble être en contact et avoir réagi avec un intérieur rocheux. Comme en Europe, il s'agit probablement d'une condition nécessaire, mais non suffisante, pour l'habitabilité. Mais ce qui rend Encelade si séduisante pour les planétologues, ce sont ces panaches de matière qui semblent provenir directement de son océan : des échantillons de l'intérieur sont là pour être prélevés par tout vaisseau spatial envoyé survoler. Pour une mission future, de tels échantillons pourraient permettre de déterminer non seulement si Encelade est habitable, mais aussi si elle abrite la vie.

\(\PageIndex{4}\)Image figurative d'Encelade, la lune de Saturne, prise lors de la mission Cassini de la NASA. La région polaire sud a été découverte de multiples panaches de glace et de gaz qui, combinés, évacuent environ 250 kilogrammes de matière par seconde dans l'espace. Ces caractéristiques suggèrent qu'Encelade, comme Europe, possède un océan subglaciaire.

La grande lune de Saturne, Titan, est très différente d'Encelade et d'Europe (Figure\(\PageIndex{5}\)). Bien qu'elle puisse abriter une couche d'eau liquide au plus profond de son intérieur, c'est la surface de Titan et sa chimie inhabituelle qui font de cette lune un endroit si intéressant. L'atmosphère épaisse de Titan, la seule des lunes du système solaire, est composée principalement d'azote mais également d'environ 5 % de méthane. Dans la haute atmosphère, la lumière ultraviolette du Soleil décompose et recombine ces molécules en composés organiques plus complexes appelés collectivement tholines. Les tholins enveloppent Titan d'une brume orange, et les images de Cassini et de la sonde Huygens qui est descendue à la surface de Titan montrent que des particules plus lourdes semblent s'accumuler à la surface, formant même des « dunes » découpées et sculptées par des flux d'hydrocarbures liquides (tels que le méthane liquide). Certains scientifiques considèrent cette usine de produits chimiques organiques comme un laboratoire naturel susceptible de fournir des indices sur la chimie initiale du système solaire, peut-être même sur la chimie qui pourrait soutenir l'origine de la vie.

\(\PageIndex{5}\)Image figurative du Titan lunaire de Saturne provenant de la mission Cassini de la NASA. (a) La lueur orange brumeuse provient de l'épaisse atmosphère de Titan (la seule connue parmi les lunes du système solaire). Cette atmosphère est principalement composée d'azote mais contient également du méthane et potentiellement une variété de composés organiques complexes. Le point lumineux situé en haut de l'image est la lumière du soleil réfléchie par une surface très plane, presque certainement un liquide. Nous observons cet effet, appelé « éclat », lorsque la lumière du soleil se reflète sur la surface d'un lac ou d'un océan. (b) L'imagerie radar de Cassini montre ce qui ressemble beaucoup à des reliefs et à des lacs à la surface de Titan. Mais les lacs de surface et les océans de Titan ne sont pas de l'eau ; ils sont probablement constitués d'hydrocarbures liquides tels que le méthane et l'éthane.

En janvier 2005, la sonde Huygens est descendue à la surface de Titan et a transmis des données, y compris des images du site d'atterrissage, pendant environ 90 minutes. Vous pouvez regarder une vidéo sur la descente de Huygens à la surface de Titan. https://youtu.be/KreECFCGEI0

Planètes habitables en orbite autour d'autres étoiles

L'un des développements les plus intéressants de l'astronomie au cours des deux dernières décennies est la capacité de détecter des exoplanètes, c'est-à-dire des planètes orbitant autour d'autres étoiles. Comme nous l'avons vu dans le chapitre sur la formation des étoiles et des planètes, depuis la découverte de la première exoplanète en 1995, des milliers de détections ont été confirmées et de nombreux autres candidats n'ont pas encore été confirmés. Il s'agit notamment de plusieurs dizaines d'exoplanètes potentiellement habitables. Ces chiffres nous permettent enfin de faire des prédictions sur les exoplanètes et leur potentiel d'hébergement de vie. La majorité des étoiles dont la masse est similaire à celle du Soleil semblent héberger au moins une planète, les systèmes multiplanétaires comme le nôtre n'étant pas rares. Combien de ces planètes pourraient être habitables et comment pourrions-nous y rechercher de la vie ?

Les archives des exoplanètes de la NASA sont une source en ligne consultable à jour de données et d'outils sur tout ce qui concerne les exoplanètes. Explorez les paramètres et les caractéristiques des étoiles et des exoplanètes, trouvez les dernières nouvelles sur les découvertes d'exoplanètes, tracez vos propres données de manière interactive et créez des liens vers d'autres ressources connexes.

En évaluant les perspectives de vie dans des systèmes planétaires lointains, les astrobiologistes ont développé l'idée d'une zone habitable, c'est-à-dire une région autour d'une étoile où des conditions favorables à la vie pourraient exister. Ce concept se concentre sur les besoins en eau liquide de la vie, et la zone habitable est généralement considérée comme la plage de distances par rapport à l'étoile centrale dans laquelle l'eau pourrait être présente sous forme liquide à la surface d'une planète. Dans notre propre système solaire, par exemple, la température de surface de Vénus est bien supérieure au point d'ébullition de l'eau et celle de Mars est presque toujours inférieure au point de congélation de l'eau. La Terre, qui orbite entre les deux, a une température de surface « juste » pour maintenir une grande partie de notre eau de surface sous forme liquide.

La question de savoir si les températures de surface conviennent au maintien de l'eau liquide dépend du « budget radiatif » de la planète, c'est-à-dire de la quantité d'énergie de la lumière stellaire qu'elle absorbe et retient, et de la question de savoir si et comment des processus tels que les vents et la circulation océanique distribuent cette énergie La quantité d'énergie stellaire qu'une planète reçoit dépend à son tour de la quantité et du type de lumière émise par l'étoile, de la distance entre la planète et cette étoile, ¹ de la quantité qu'elle réfléchit vers l'espace et de l'efficacité avec laquelle l'atmosphère de la planète peut retenir la chaleur par effet de serre (voir La Terre comme Planète). Tous ces éléments peuvent varier considérablement et ont tous beaucoup d'importance. Par exemple, Vénus reçoit environ deux fois plus de lumière des étoiles par mètre carré que la Terre mais, en raison de sa couverture nuageuse dense, elle réfléchit environ deux fois plus de cette lumière vers l'espace que la Terre. Mars reçoit environ la moitié de la lumière des étoiles que la Terre, mais elle ne réfléchit également qu'environ la moitié de la lumière. Ainsi, malgré leurs distances orbitales différentes, les trois planètes absorbent en fait des quantités comparables d'énergie solaire. Pourquoi, alors, sont-ils si radicalement différents ?

Comme nous l'avons appris dans plusieurs chapitres sur les planètes, certains des gaz qui composent les atmosphères planétaires sont très efficaces pour piéger la lumière infrarouge, la gamme même de longueurs d'onde auxquelles les planètes renvoient de l'énergie thermique vers l'espace, et cela peut augmenter la température de surface de la planète bien plus que ce serait autrement le cas. Il s'agit du même « effet de serre » qui est si préoccupant pour le réchauffement climatique de notre planète. L'effet de serre naturel de la Terre, qui provient principalement de la vapeur d'eau et du dioxyde de carbone présents dans l'atmosphère, augmente la température moyenne de notre surface d'environ 33 °C par rapport à la valeur qu'elle aurait obtenue s'il n'y avait pas de gaz à effet de serre dans l'atmosphère. Mars possède une atmosphère très mince et donc très peu de réchauffement par effet de serre (environ 2 °C), tandis que Vénus possède une atmosphère massive de dioxyde de carbone qui crée un très fort réchauffement par effet de serre (environ 510 °C). Ces mondes sont respectivement beaucoup plus froids et beaucoup plus chauds que ne le serait la Terre s'ils étaient déplacés sur leurs orbites. Nous devons donc tenir compte de la nature de toute atmosphère ainsi que de la distance par rapport à l'étoile pour évaluer la plage d'habitabilité.

Bien entendu, comme nous l'avons appris, les étoiles varient également considérablement en termes d'intensité et de spectre (les longueurs d'onde de la lumière) qu'elles émettent. Certaines sont beaucoup plus lumineuses et plus chaudes (plus bleues), tandis que d'autres sont nettement plus sombres et plus froides (plus rouges), et la distance de la zone habitable varie en conséquence. Par exemple, la zone habitable autour des étoiles naines M est 3 à 30 fois plus proche que celle des étoiles de type G (semblables au soleil). La question de savoir si de tels systèmes pourraient être habitables suscite beaucoup d'intérêt car, bien qu'elles présentent certains inconvénients potentiels pour la vie, les étoiles naines M sont de loin les plus nombreuses et les plus durables de notre Galaxie.

La luminosité des étoiles comme le Soleil augmente également au cours de leur durée de vie principale, ce qui signifie que la zone habitable migre vers l'extérieur à mesure que le système stellaire vieillit. Les calculs indiquent que la puissance produite par le Soleil, par exemple, a augmenté d'au moins 30 % au cours des 4 derniers milliards d'années. Ainsi, Vénus se trouvait autrefois dans la zone habitable, tandis que la Terre recevait un niveau d'énergie solaire insuffisant pour empêcher la Terre moderne (avec son atmosphère actuelle) de geler. Malgré cela, de nombreuses preuves géologiques indiquent que de l'eau liquide était présente à la surface de la Terre il y a des milliards d'années. Le phénomène de l'augmentation de la production stellaire et de la migration d'une zone habitable vers l'extérieur a conduit à un autre concept : la zone habitable en continu est définie par la gamme d'orbites qui resteraient dans la zone habitable pendant toute la durée de vie du système stellaire. Comme vous pouvez l'imaginer, la zone habitable en continu est un peu plus étroite que la zone habitable ne l'est à n'importe quel moment de l'histoire d'une étoile. L'étoile la plus proche du Soleil, Proxima Centauri, est une étoile M dont la planète a une masse d'au moins 1,3 masse terrestre et met environ 11 jours à orbiter. À la distance d'une orbite aussi rapide (0,05 UA), la planète se trouve peut-être dans la zone habitable de son étoile, bien que la question de savoir si les conditions sur une telle planète à proximité d'une telle étoile sont propices à la vie fait l'objet d'un grand débat scientifique.

Même lorsque les planètes orbitent dans la zone habitable de leur étoile, rien ne garantit qu'elles soient habitables. Par exemple, Vénus n'a aujourd'hui pratiquement pas d'eau, de sorte que même si elle était soudainement déplacée sur une orbite « juste à la bonne » dans la zone habitable, elle ne répondrait toujours pas à un besoin vital vital.

Les scientifiques s'efforcent de comprendre tous les facteurs qui définissent la zone habitable et l'habitabilité des planètes orbitant à l'intérieur de cette zone, car ce sera notre principal guide pour cibler les exoplanètes sur lesquelles rechercher des preuves de vie. Au fur et à mesure que la technologie de détection des exoplanètes a progressé, il en va de même pour notre potentiel de trouver des mondes de la taille de la Terre dans les zones habitables de leurs étoiles mères. Parmi les exoplanètes confirmées ou candidates connues au moment de la rédaction du présent rapport, près de 300 sont considérées comme étant en orbite dans la zone habitable et plus de 10 % d'entre elles ont à peu près la taille de la Terre.

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Biomarqueurs

Nos observations suggèrent de plus en plus que des planètes de la taille de la Terre orbitant dans la zone habitable peuvent être courantes dans la Galaxie. Les estimations actuelles suggèrent que plus de 40 % des étoiles en possèdent au moins une. Mais est-ce que certains d'entre eux sont habités ? N'étant pas en mesure d'y envoyer des sondes pour prélever des échantillons, nous devrons obtenir la réponse à partir de la lumière et des autres rayonnements qui nous parviennent de ces systèmes lointains (Figure\(\PageIndex{6}\)). Quels types d'observations peuvent constituer de bonnes preuves de la vie ?

Figure\(\PageIndex{6}\) la Terre vue par le Voyager 1 de la NASA. Sur cette image, prise à 4 milliards de kilomètres de distance, la Terre apparaît sous la forme d'un « point bleu pâle » représentant moins d'un pixel de lumière. Cette lumière révélerait-elle la Terre en tant que monde habitable et habité ? Notre recherche de la vie sur les exoplanètes dépendra de notre capacité à extraire des informations sur la vie à partir de la faible lumière de mondes lointains.

Pour être sûr, nous devons rechercher des biosphères robustes (atmosphères, surfaces et/ou océans) capables de créer des changements à l'échelle de la planète. La Terre abrite une telle biosphère : la composition de notre atmosphère et le spectre de la lumière réfléchie par notre planète diffèrent considérablement de ce à quoi on pourrait s'attendre en l'absence de vie. À l'heure actuelle, la Terre est le seul corps de notre système solaire pour lequel cela est vrai, malgré la possibilité que des conditions habitables prévalent dans le sous-sol de Mars ou à l'intérieur des lunes glacées du système solaire externe. Même si la vie existe sur ces mondes, il est très peu probable qu'elle puisse entraîner des changements à l'échelle de la planète qui soient à la fois observables par télescopie et clairement d'origine biologique.

Ce qui rend la Terre « spéciale » parmi les mondes potentiellement habitables de notre système solaire, c'est qu'elle possède une biosphère photosynthétique. Cela nécessite la présence d'eau liquide à la surface de la planète, là où les organismes ont un accès direct à la lumière du soleil. Le concept de zone habitable se concentre sur cette exigence en eau liquide de surface, même si nous savons que des conditions habitables souterraines peuvent prévaloir sur des orbitales plus éloignées, précisément parce que ces mondes auraient des biosphères détectables à distance.

En effet, les plantes et les microorganismes photosynthétiques sont si abondants à la surface de la Terre qu'ils modifient la couleur de la lumière réfléchie par notre planète dans l'espace. Nous paraissons plus verts dans les longueurs d'onde visibles et réfléchissons plus de lumière proche infrarouge que nous ne le ferions autrement. De plus, la photosynthèse a modifié l'atmosphère de la Terre à grande échelle : plus de 20 % de notre atmosphère provient du déchet photosynthétique, l'oxygène. Des niveaux aussi élevés seraient très difficiles à expliquer en l'absence de vie. D'autres gaz, tels que le protoxyde d'azote et le méthane, lorsqu'ils sont détectés simultanément avec de l'oxygène, ont également été suggérés comme indicateurs possibles de la vie. Lorsqu'ils sont suffisamment abondants dans l'atmosphère, ces gaz peuvent être détectés par leur effet sur le spectre de lumière qu'une planète émet ou réfléchit. (Comme nous l'avons vu dans le chapitre sur les exoplanètes, les astronomes d'aujourd'hui commencent à avoir la capacité de détecter le spectre de l'atmosphère de certaines planètes en orbite autour d'autres étoiles.)

Les astronomes ont donc conclu que, du moins dans un premier temps, toute recherche de vie en dehors de notre système solaire devrait se concentrer sur des exoplanètes qui ressemblent autant que possible à la Terre, c'est-à-dire des planètes de la taille de la Terre orbitant dans la zone habitable, et rechercher la présence de gaz dans l'atmosphère ou de couleurs dans le spectre visible. qui sont difficiles à expliquer si ce n'est par la présence de la biologie. C'est simple, non ? En réalité, la recherche de la vie sur des exoplanètes pose de nombreux défis.

Comme vous pouvez l'imaginer, cette tâche est plus ardue pour les systèmes planétaires plus éloignés et, en termes pratiques, cela limitera notre recherche aux mondes habitables les plus proches du nôtre. Si nous nous limitons à un très petit nombre de cibles proches, il deviendra également important de prendre en compte l'habitabilité des planètes orbitant autour des naines M dont nous avons parlé plus haut.

Si nous parvenons à séparer un signal propre de la planète et à découvrir certaines caractéristiques du spectre lumineux qui pourraient indiquer la vie, nous devrons travailler dur pour réfléchir à tout processus non biologique qui pourrait les expliquer. « La vie est l'hypothèse du dernier recours », a noté l'astronome Carl Sagan, ce qui signifie que nous devons épuiser toutes les autres explications de ce que nous voyons avant de prétendre avoir découvert des preuves de biologie extraterrestre. Cela nécessite une certaine compréhension des processus qui peuvent fonctionner sur des mondes que nous connaîtrons relativement peu ; ce que nous trouvons sur Terre peut servir de guide mais peut également nous égarer (Figure\(\PageIndex{7}\)).

Rappelons, par exemple, qu'il serait extrêmement difficile de rendre compte de l'abondance d'oxygène dans l'atmosphère de la Terre, si ce n'est par la présence de facteurs biologiques. Mais on a émis l'hypothèse que l'oxygène pourrait s'accumuler à des niveaux considérables sur les planètes orbitant autour d'étoiles naines M sous l'action du rayonnement ultraviolet sur l'atmosphère, sans qu'il soit nécessaire de faire appel à la biologie. Il sera essentiel de comprendre où de tels « faux positifs » peuvent se trouver lors de nos recherches.

Nous devons comprendre que nous ne serons peut-être pas en mesure de détecter les biosphères, même si elles existent. La vie est florissante sur Terre depuis peut-être 3,5 milliards d'années, mais les « biosignatures » atmosphériques qui, aujourd'hui, fourniraient de bonnes preuves de la vie à des astronomes éloignés n'ont pas été présentes pendant tout ce temps. L'oxygène, par exemple, s'est accumulé à des niveaux détectables dans notre atmosphère il y a à peine plus de 2 milliards d'années. La vie sur Terre aurait-elle pu être détectée avant cette date ? Les scientifiques travaillent activement pour comprendre quelles caractéristiques supplémentaires auraient pu fournir des preuves de la vie sur Terre au cours de ces débuts de l'histoire, et ainsi améliorer nos chances de trouver de la vie au-delà.

Figure\(\PageIndex{7}\) Spectre de la lumière transmise dans l'atmosphère de la Terre. Ce graphique montre des longueurs d'onde allant de l'ultraviolet (extrême gauche) à l'infrarouge. Les nombreux « pics » descendants proviennent de l'absorption de certaines longueurs d'onde par des molécules présentes dans l'atmosphère de la Terre. Certains de ces composés, comme l'eau et la combinaison oxygène/ozone et méthane, pourraient révéler que la Terre est à la fois habitable et habitée. Nous devrons nous appuyer sur ce type d'informations pour rechercher de la vie sur des exoplanètes, mais nos spectres seront de bien moindre qualité que celui-ci, en partie parce que nous recevrons si peu de lumière de la planète.

Résumé

La recherche de la vie au-delà de la Terre offre plusieurs cibles intrigantes. Mars semble avoir été plus similaire à la Terre au début de son histoire qu'elle ne l'est aujourd'hui, avec des preuves de la présence d'eau liquide sur sa surface ancienne et peut-être même aujourd'hui sous terre. L'accessibilité de la surface martienne à notre vaisseau spatial offre la possibilité intéressante d'examiner directement des échantillons anciens et modernes à la recherche de preuves de vie. Dans le système solaire externe, les lunes Europa et Encelade abritent probablement de vastes océans sous-glaciaires qui peuvent entrer en contact direct avec les roches sous-jacentes, ce qui constitue un bon point de départ pour créer des conditions habitables, tandis que Titan offre un laboratoire fascinant pour comprendre le type de chimie organique qui pourrait finalement fournir des matériaux pour la vie. Et la dernière décennie de recherches sur les exoplanètes nous amène à penser qu'il pourrait y avoir des milliards de planètes habitables dans la Voie lactée. L'étude de ces mondes offre la possibilité de trouver des biomarqueurs indiquant la présence de vie.

Notes

¹ La quantité de lumière des étoiles reçue par unité de surface de la planète (par mètre carré, par exemple) diminue avec le carré de la distance par rapport à l'étoile. Ainsi, lorsque la distance orbitale double, l'éclairage diminue de 4 fois (2 ²), et lorsque la distance orbitale est multipliée par dix, l'éclairage diminue de 100 fois (10 ²). Vénus et Mars gravitent autour du Soleil à environ 72 % et 152 % de la distance orbitale de la Terre, respectivement, de sorte que Vénus reçoit environ 1/ (0,72) ² = 1,92 (environ deux fois) et Mars environ 1/ (1,52) ² = 0,43 (environ la moitié) de lumière par mètre carré de surface de la planète que la Terre.

Lexique

biomarqueur

des preuves de la présence de vie, en particulier une indication globale de la vie sur une planète qui pourrait être détectée à distance (telle qu'une composition atmosphérique inhabituelle)

zone habitable

la région autour d'une étoile dans laquelle de l'eau liquide pourrait se trouver à la surface de planètes de taille terrestre, d'où l'endroit le plus probable pour rechercher de la vie dans le système planétaire d'une étoile