Bioastronomie - A la recherche de planètes habitables - Protocoles de recherche

 

 

A la recherche de planètes habitables

Protocoles de recherche (I)

Y a-t-il une vie ailleurs dans l’univers ? Nous avons essayé de répondre à cette question dans d'autres articles de bioastronomie sans finalement pouvoir conclure de manière franche et définitive car en fait personne n'en sait rien ! 

Pour y répondre nous devons d’abord découvrir des exoplanètes habitables et donc des planètes entourées d’une atmosphère compatible avec l’atmosphère terrestre. Pour les découvrir au moins quatre directions peuvent être explorées qui nous aideront à déterminer si une forme de vie existe ailleurs dans l’univers :  

Paysage d'une exoplanète. Source inconnue.

- Déterminer la zone habitable

- Déterminer les propriétés physico-chimiques dans la zone habitable

- Identifier les biosignatures

- Rechercher les étoiles propices au développement de la vie

- Rechercher les traces de vie sur les exoplanètes

Déterminer la zone habitable

Pour savoir parmi d’autres propriétés si une exoplanète est susceptible d'abriter la vie, il faut déterminer si elle réside ou non dans la zone habitable. C'est le premier critère de tout protocole de recherche d'exoplanètes à l'image de la Terre. Comme son nom l'indique la zone habitable délimite la région dans laquelle les conditions de température sont propices au développement de la vie. Comment la calcule-t-on ?

Une planète est en principe toujours en équilibre avec son environnement; elle n'est ni trop chaude, ni trop froide. Toute planète absorbe l'énergie incidente émise par son étoile hôte ce qui réchauffe son atmosphère et sa surface éventuelle. Pour maintenir un bilan équilibré, la planète doit libérer la même quantité d'énergie. La température d'une planète peut-être assimilée à celle d'un corps noir. Sa température peut être déterminée à partir de sa luminosité (albédo de 0.37 dans le cas de la Terre) qui est proportionnelle au rapport entre sa température portée à la 4eme puissance (T4) et l'irradiance de l'étoile hôte (L/D)2 où L est la luminosité de l'étoile et D la distance de la planète. La distance à laquelle la planète présente une température T est proportionnelle à 1/T2. En considérant les valeurs extrêmes de températures tolérables, on obtient les rayons inférieur et supérieur de la zone habitable. 

Dans le cas de la Terre, et avant l'exploration de Mars, on pensait que cette zone ne s'étendait pas au-delà de l'orbite terrestre et était comprise entre 0.95 et 1.37 UA, ce qui excluait Mars (1.5 UA). Mais en considérant les propriétés radiatives du gaz carbonique on peut porter la limite extérieure à 2.4 UA puisque nous savons que d'une part à l'équateur la température à la surface de Mars peut atteindre 27°C en plein été et d'autre part que la glace Antarctique baignant par -17 à -30°C peut contenir des microcanaux liquides abritant des bactéries halophiles ou acidophiles.

Sur base de ce que nous observons sur Terre, a posteriori rien ne sert de rechercher des traces de vie en dehors de la zone habitable qui s'étend entre 0.95 et 1.37 UA (2.4 UA dans un scénario optimiste) car les éléments vitaux que l'on y découvrirait seraient soit brûlés ou évaporés soit congelés et sans plus aucune réaction biochimique. Sur Terre, la vie ne peut se développer qu'entre 0 et +100°C environ, en présence d'eau liquide, quelques rares organismes extrêmophiles survivant les uns jusqu'à -15°C (Cryptoendolithes en Antarctique) les autres jusqu'à +121°C (Strain121 dans les fumeurs du Pacifique). Au-delà de ces valeurs rien ne survit sauf en usant d'astuces (eau salée, acide, etc).

Si nous voulons être précis, nous devons tenir compte d'effets supplémentaires comme la variation de la luminosité de l'étoile hôte au cours du temps. Nous savons par exemple que le Soleil est devenu 30% plus brillant en l'espace de 4 milliards d'années et qu'il devrait doubler sa luminosité avant de quitter la Séquence principale dans 5 milliards d'années. La zone habitable se décale donc progressivement vers l'extérieur au cours de l'évolution stellaire.

Le second facteur influençant l'extension de la zone habitable est l'albédo. Il est de 0.37 pour la Terre, 0.65 pour Vénus et 0.12 seulement pour la Lune (une surface rocheuse réfléchissant moins la lumière qu'une couche nuageuse). Si on multiplie cet albédo par l'irradiance solaire, on peut augmenter le rayon inférieur de la zone habitable.

Enfin, l'effet de serre provoqué par le gaz carbonique, la vapeur d'eau et certains autres gaz rend l'atmosphère opaque au rayonnement proche infrarouge (où devrait se situer le pic d'émission du corps noir). En d'autres termes un radiateur non optimisé doit être plus chaud que le corps noir pour produire la même luminosité. Ce phénomène étend le rayon extérieur de la zone habitable.

La probabilité de trouver une exoplanète dans cette zone habitable dépend donc de l'étendue de cette zone. Elle est proportionnelle à Do2 - Di2, où Do et Di sont respectivement les limites extérieure et intérieure de la zone. 

Etant donné que D2 est proportionnelle à la luminosité de l'étoile, la surface de la zone habitable, et donc la probabilité d'y trouver une planète est plus grande pour les étoiles massives des classes O, B, et A tel qu'indiqué dans le graphique présenté à gauche. On remarque également dans ce schéma l'existence d'un rayon de blocage lié aux forces de marées qui créent un phénomène de résonance comme il en existence dans le système Terre-Lune (la Lune étant forcée de graviter en un mois autour de la Terre).

Déterminer les propriétés physico-chimiques dans la zone habitable

Enfin, la mission TPF et ses successeurs devront aider les bioastronomes à déterminer qu’elle est la composition des atmosphères des exoplanètes telluriques et combien d'entre elles sont propices au développement de la vie. Gliese 581c découverte en 2007 fait déjà l'objet de toutes les spéculations.

La plupart de ces propriétés pourront être évaluées à partir de mesures spectroscopiques accessibles à la mission TPF qui, jusqu’à un certain point, pourra explorer la composition de l’atmosphère et la surface des exoplanètes proches.

L’analyse spectrale de la lumière visible et infrarouge des exoplanètes, complétée par des modélisations théoriques et empiriques devraient permettrent aux chercheurs d’estimer la quantité de gaz présent dans leur atmosphère, la présence de nuages, le degré de variabilité de la couche nuageuse ou des poussières et enfin estimer la présence d’un éventuel effet de serre.

La concentration des gaz à effet de serre peut nous aider à déterminer si la surface est suffisamment chaude pour maintenir l’eau à l’état liquide au moins quelques mois au cours de l’année, même si, comme sur Terre, la température d’équilibre sans ce gaz est franchement négative (-15°C).

Les éventuels nuages et les aérosols, sans doute constitués de poussière et de glace, peuvent quant à eux nous aider à déterminer la quantité de lumière absorbée et réfléchie, et donc la température à la surface de l’exoplanète.

Les spectres peuvent enfin nous renseigner sur la surface, si elle est rocailleuse, recouverte ou non d’une atmosphère et s’il existe de fortes biosignatures en surface telle que des pics d’absorption liés à la photosynthèse comme nous l’observons sur Terre (Cf la mission Galileo).

Paysage hypothétique du système Mu Arae constitué de quatre exoplanètes de type Jupiter (14 fois la masse de la Terre, 0.52, 1.7 et 3.1 fois Jupiter) en orbite autour d'une étoile solaire (G3). Document T.Lombry.

La question de l’habitabilité en dehors du berceau de la Terre implique également l'estimation des propriétés du système exoplanétaire, y compris celles de l’étoile hôte elle-même. 

En effet, si par exemple un « écran » de planètes géantes se trouve à bonne distance de l’étoile, leur présence détectée par les missions discutées précédemment peuvent offrir une méthode cruciale pour protéger la petite exoplanète tellurique du bombardement météoritique issu d’une éventuelle ceinture d’astéroïdes, d'astres errants ou des comètes.

Inversement, la présence d’astéroïdes et de comètes, tout au moins durant la première phase de l’évolution planétaire, peut jouer un rôle très important en tant que vecteur d’eau et de complexes organiques vers une planète intérieure, comme cela a pu être le cas durant la phase prébiotique de la Terre, la question étant toujours ouverte aujourd’hui.

Quant à l’étoile hôte elle-même, nous devons essayer de déterminer quel doit être son âge pour que la vie ait des chances de pouvoir se développer.

Sachant le temps que cela a pris sur Terre, il faut également déterminer quelle intensité doit présenter l’activité magnétique de l’étoile pour ne pas entraver l’évolution de la vie en irradiant la surface de la planète de rayonnements ionisants (rayonnements électromagnétiques ou corpusculaires). Il faut déterminer si l’étoile est écartée ou non du plan galactique ou si elle passera à terme à travers de jeunes amas stellaires irradiant un intense flux ultraviolet préjudiciables à toute forme de vie. Il faut également savoir si elle expose son environnement à des taux de radiations incompatibles avec la vie, et enfin à quels autres risques cette étoile expose son cortège planétaire ? Telles sont quelques unes des multiples questions qui seront bientôt accessibles aux télescopes orbitaux et qui nécessiteront la mise en place d’un programme de recherche et d’analyse continu et rigoureux si nous voulons un jour comprendre la diversité des données que nous allons recueillir au cours de ces missions d’exploration.

2eme partie

Identifier les biosignatures



24/11/2007
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