Habitabilité d'une planète - Partie 2

Orbite et rotation [modifier]

Comme pour d'autres critères, la stabilité serait primordiale pour les orbites et la rotation d'une planète afin qu'elle soit habitable. Plus grande est l'excentricité orbitale, plus grande est la fluctuation de la température à la surface de la planète. Bien qu'ils s'adaptent, les organismes vivants ne peuvent supporter une trop grande variation, notamment si celle-ci recouvre à la fois le point d'ébullition et le point de fusion du principal solvant biotique de la planète (sur Terre, l'eau). Si, par exemple, les océans de notre planète se vaporisaient dans l'espace et congelaient tour à tour, il est difficile d'imaginer que la vie telle qu'on la connaisse aurait pu y évoluer. L'orbite de la Terre est presque circulaire, son excentricité étant de moins de 0,02. Les autres planètes de notre système solaire (à l'exception de Pluton et à une moindre mesure de Mercure) ont des excentricités similaires. Les données recueillies sur les excentricités des planètes extrasolaires ont surpris la plupart des chercheurs : 90 % ont des excentricités plus grandes que celles des planètes des systèmes solaires, la moyenne étant de 0,25[22]. Cette caractéristique pourrait être due à un simple biais d'observation car une forte excentricité augmente l'oscillation de l'étoile et facilite donc la détection de la planète.

Le mouvement d'une planète autour de son axe de rotation doit sans doute respecter certaines caractéristiques pour que la vie ait une chance d'évoluer.

  • Le cycle jour-nuit ne doit pas être trop long. Si un jour prend des années (terrestres), la différence de température entre la partie éclairée et la partie sombre sera élevée et les problèmes sont similaires à ceux d'une très grande excentricité orbitale.
  • La planète doit avoir des saisons modérées. S'il y a un peu d'inclinaison axiale (par rapport à la perpendiculaire à l'écliptique), les saisons ne seront pas prononcées et un des principaux stimulants du dynamisme de la biosphère disparaît ; de telles planètes seront en général plus froides que si elles avaient été inclinées. Si une planète a une forte inclination, les saisons seront extrêmes et l'homéostasie de la biosphère aura du mal à s'exercer. À l'heure actuelle, les effets exacts de ces changements peuvent seulement être simulés : des études ont montré que même des inclinaisons extrêmes (jusqu'à 85°) pourraient être compatibles avec la vie pourvu qu'"elle n'occupe pas les continents exposés chaque saison à la température la plus élevée"[23].
  • L'oscillation doit rester faible. Le cycle de précession de la Terre dure 23 000 ans. S'il était beaucoup plus court ou si l'oscillation était plus importante, des changements climatiques importants affecteraient grandement l'habitabilité.

La Lune semble jouer un rôle crucial dans la régulation du climat terrestre en stabilisant l'inclinaison de l'axe de rotation. Il a été suggéré qu'une planète dont l'inclinaison aurait un mouvement chaotique, ne pourrait accueillir la vie : un satellite de la taille de la lune pourrait être non seulement utile, mais même indispensable pour permettre l'habitabilité[24]. Cette thèse est cependant controversée[25].

Géochimie [modifier]

On estime en général que toute vie extraterrestre devrait être basée sur la même chimie que celle de la Terre car les quatre éléments les plus importants pour la vie terrestre (le carbone, l'hydrogène, l'oxygène et l'azote) sont aussi les quatre éléments chimiques réactifs les plus abondants dans l'univers. En effet, des molécules pré-biotiques simples, tels que les acides aminés, ont été trouvés dans des météorites et dans l'espace interstellaire. En masse, ces quatre éléments constituent environ 96 % de la biomasse terrestre. Les atomes de carbone ont une capacité incomparable à établir des liaisons chimiques entre eux et à former de grandes structures complexes, ce qui les rend idéaux pour être la base des mécanismes complexes qui constituent les êtres vivants. L'eau, composée d'oxygène et d'hydrogène, constitue le solvant dans lequel les processus biologiques et les premières réactions menant à l'apparition de la vie se sont produits. L'énergie provenant de la liaison covalente entre les atomes de carbone et ceux d'hydrogène libérés par la dissociation des carbohydrate et d'autres molécules organiques, est le carburant de toutes les formes de vie complexes. Ces quatre éléments s'associent pour former des acides aminés, qui eux même constituent des protéines, composants essentiels des organismes vivants.

Les abondances relatives des différents éléments dans l'espace ne sont pas toujours similaires à leur valeurs sur les planètes. Par exemple, des quatre éléments sus-mentionnés, seul l'oxygène est présent en grande quantité dans la croûte terrestre[26]. Cela peut être en partie expliqué par le fait que beaucoup de ces éléments, tels que l'hydrogène et l'azote, ainsi que d'autres molécules simples, telles que le dioxyde de carbone, le monoxyde de carbone, le méthane, l'ammoniac et l'eau, sont gazeux aux températures élevées. Dans les régions chaudes à proximité du soleil, ces molécules volatiles n'ont pas joué un grand rôle dans la formation géologique des planètes. Elles étaient en effet piégées à l'état gazeux sous les croûtes nouvellement constituées. Celles-ci sont composées en grande partie de molécules non volatiles sous formes rocheuses, comme la silice (une molécule composée de silicium et d'oxygène dont la grande abondance dans la croûte terrestre explique celle de l'oxygène). Le dégazage des molécules volatiles par les premiers volcans aurait contribué à la formation de l'atmosphère des planètes. L'expérience de Miller-Urey a montré qu'avec un apport d'énergie, les acides aminés pouvaient être synthétisés à partir de molécules simples présents dans l'atmosphère primaire[27].

Même ainsi, le dégazage volcanique ne peut expliquer la quantité d'eau des océans terrestres[28]. La majeure partie de l'eau nécessaire à la vie, et peut-être du carbone, est sans doute venue du système solaire externe où, éloignée de la chaleur du soleil, elle a pu rester solide. Les comètes s'écrasant sur la Terre au début du système solaire y auraient déposé de grandes quantités d'eau, ainsi que les autres molécules volatiles dont la vie a besoin (dont les acides aminés). Cela aurait permis l'apparition rapide de la vie sur Terre.

Ainsi, bien qu'il soit probable que les quatre éléments principaux soient présents en d'autres endroits, un système habitable aurait besoin d'un apport continu de corps en orbite afin de fournir en éléments les planètes intérieures. Il est possible que la vie telle que nous la connaissons sur Terre n'existerait pas sans les comètes. Il est toutefois envisageable que d'autres éléments puissent servir de briques de base pour des formes de vie basées sur une chimie différente.

Autres considérations [modifier]

Habitabilité des systèmes autour des naines rouges [modifier]

Déterminer l'habitabilité des naines rouges pourrait aider à déterminer si la vie est courante dans l'univers. En effet, les naines rouges constituent entre 70% et 90% des étoiles de notre galaxie. Les naines brunes sont probablement plus nombreuses que les naines rouges. Cependant, elles ne sont pas considérées comme des étoiles et il est probable qu'elles ne puissent pas héberger la vie, du moins telle que nous la connaissons, car elles n'émettent que très peu de chaleur.

Pendant des années, les astronomes ont écarté les naines rouges des systèmes potentiellement habitables. Leur petite taille (entre 0,1 et 0,6 masse solaire) correspond à des réactions nucléaires extrêmement lentes : elles émettent très peu de lumière (entre 0,01 et 3% de celle du soleil). Toute planète en orbite autour d'une naine rouge devrait être très près de son étoile-hôte pour avoir une température de surface comparable à celle de la Terre : de 0,3 UA (légèrement moins que Mercure) pour une étoile comme Lacaille 8760 à 0,032 UA (l'année d'une telle planète durerait six jours terrestres) pour une étoile comme Proxima du Centaure[29]. À ces distances, la gravité de l'étoile engendre une rotation synchrone. Une moitié de la planète serait tout le temps éclairé, tandis que l'autre ne le serait jamais. La seule possibilité pour qu'une vie potentielle ne soit pas soumis à une chaleur ou un froid extrême est le cas où cette planète aurait une atmosphère suffisamment épaisse pour transférer la chaleur du côté éclairé vers le côté sombre. Pendant longtemps, on a supposé qu'une atmosphère aussi épaisse empêcherait la lumière de l'étoile d'atteindre la surface, rendant la photosynthèse impossible.

De récentes découvertes tendent cependant à contester ce point de vue. Des études menées par Robert Haberle et Manoj Joshi du Ames Research Center de la NASA ont montré que l'atmosphère d'une planète autour d'une naine rouge aurait seulement besoin d'être 15 % plus épaisse que celle de la Terre pour permettre à la chaleur de l'étoile de se diffuser sur la face jamais éclairée. L'eau resterait gelée sur cette face dans certains de leurs modèles[30]. Cette marge est par ailleurs tout à fait compatible avec la photosynthèse. Martin Heath du Greenwich Community College a montré que l'eau de mer pourrait également circuler sans geler entièrement du côté à l'ombre si les océans étaient suffisamment profonds sur cette face pour permettre un libre mouvement de l'eau sous la couche de glace située à la surface. Ainsi, une planète avec des océans et une atmosphère appropriés en orbite autour d'une naine rouge, pourrait, au moins en théorie, accueillir la vie.

La taille n'est cependant pas le seul critère rendant la présence de vie improbable autour des naines rouges. Une planète autour d'une naine rouge ne serait éclairée que d'un seul côté et donc la photosynthèse serait impossible sur plus de la moitié de sa surface (le côté nocturne et les zones à l'ombre sur la face éclairée). De plus, les radiations d'une naine rouge sont principalement dans l'infrarouge alors que sur Terre, la photosynthèse utilise la lumière visible.

Les naines rouges sont beaucoup plus variables et violentes que leurs cousines plus grandes et plus stables. Elles sont souvent couvertes de taches solaires qui peuvent diminuer la lumière émise par l'étoile jusqu'à 40 % pendant quelques mois tandis qu'à d'autres périodes de gigantesques éruptions solaires doublent sa brillance en quelques minutes. De telles variations endommageraient fortement la vie, bien qu'il est possible qu'elles stimuleraient l'évolution des espèces en augmentant le taux de mutation et en modifiant rapidement le climat.

Les naines rouges ont cependant un avantage majeur sur les autres étoiles comme systèmes hôte de la vie : elles brûlent très longtemps. L'humanité est apparue sur Terre 4,5 milliards d'années après la formation de notre planète et la vie telle que nous la connaissons disposerait de conditions adéquates autour de notre étoile pour seulement cinq cents millions d'années supplémentaires[8]. Au contraire, les naines rouges peuvent brûler des milliards d'années car les réactions nucléaires dont elles sont le siège sont beaucoup plus lentes que celles des plus grosses étoiles. La vie y disposerait donc de plus de temps pour se développer et pour évoluer. De plus, même si la probabilité de trouver une planète dans la zone habitable autour d'une naine rouge est faible, le nombre total de zones habitables autour des naines rouges est égal à celui des étoiles semblables au Soleil étant donné leur grand nombre[31].

« Bons Jupiters » [modifier]

Les planètes géantes gazeuses, comme Jupiter ont un rôle important dans un système solaire
Les planètes géantes gazeuses, comme Jupiter ont un rôle important dans un système solaire

Les Bons Jupiters sont des planètes géantes gazeuses, comme la planète du système solaire Jupiter, qui tournent autour de leur étoile sur des orbites circulaires, suffisamment loin de la zone habitable pour ne pas avoir un effet perturbateur, mais suffisamment proches pour « protéger » les planètes telluriques situées sur des orbites intérieures. Tout d'abord, elles stabilisent les orbites de ces planètes, et par là même leur climat. De plus, elles contribuent à limiter le nombre de comètes et d'astéroïdes qui pourraient causer des impacts dévastateurs sur une planète abritant la vie[32]. Jupiter tourne autour du soleil à une distance environ cinq fois plus grande que ne le fait la Terre. C'est à une distance comparable que les scientifiques espèrent trouver des "bons Jupiters" autour d'autres étoiles. Le rôle de Jupiter fut mis en lumière en 1994 lorsque la comète Shoemaker-Levy 9 s'y écrasa. Si la gravité jovienne n'avait pas capturé la comète, celle-ci aurait très bien pu entrer dans le système solaire intérieur.

Aux premiers âges du système solaire, Jupiter eut un rôle inverse : elle contribua à augmenter l'excentricité des orbites des objets de la ceinture d'astéroïdes. Un grand nombre d'entre eux s'écrasèrent sur la Terre et lui fournirent de grande quantité d'éléments volatils. Avant que la Terre n'atteigne la moitié de sa masse actuelle, les corps glacés de la région autour de Jupiter et Saturne et de petits corps de la ceinture d'astéroïdes initiale apportèrent de l'eau sur Terre en raison des perturbations gravitationnelles de leurs trajectoires engendrées par Jupiter et Saturne[33]. Ainsi, alors que les géantes gazeuses sont désormais d'utiles protectrices, elles furent importantes en permettant l'apport de matière indispensable à l'habitabilité.

Le voisinage galactique [modifier]

Les scientifiques ont aussi émis l'hypothèse que certaines zones de la galaxie (zones galactiques habitables) permettent mieux que d'autres l'existence de la vie. Le système solaire dans lequel nous vivons, dans le bras d'Orion, sur un côté de la Voie lactée est considéré comme étant un emplacement favorable[34]. Très éloigné du centre galactique, il évite certains dangers :

  • Il n'est pas dans un amas globulaire.
  • Il n'est pas à proximité d'une source active de rayons gamma.
  • Il est éloigné du trou noir supermassif communément associé à Sagittarius A*.
  • L'orbite circulaire du soleil autour du centre galactique ne le fait pas rencontrer un des bras spiraux de la galaxie, où les radiations intenses et la gravitation perturberait considérablement toute forme de vie.

Un isolement relatif est en définitive ce dont un système où la vie est présente a besoin. Si le système solaire était entouré de nombreux systèmes voisins, ceux-ci pourraient déranger la stabilité des orbites des objets du système solaire (notamment les objets du nuage de Oort et de la ceinture de Kuiper qui pourraient avoir des conséquences catastrophiques s'ils étaient déviés vers l'intérieur du système solaire). Des proches voisins augmentent aussi la possibilité d'être dans la zone fatale d'un pulsar ou d'une explosion de supernova.

Voir aussi [modifier]

Articles connexes [modifier]

Liens externes [modifier]

Bibliographie [modifier]

  • Jack Cohen et Ian Stewart, Evolving the Alien: The Science of Extraterrestrial Life, Ebury Press, 2002, ISBN 0-091-87927-2.
  • Stephen H. Doyle, Habitable Planets for Man, American Elsevier Pub. Co, 1970, ISBN 0444000925.
  • David Grinspoon, Lonely Planets: The Natural Philosophy of Alien Life, HarperCollins, 2004.
  • James Lovelock, Gaia: A New Look at Life on Earth., ISBN 0192862189.
  • Peter Ward et Donald Brownlee, Rare Earth: Why Complex Life is Uncommon in the Universe, Springer, 2000, ISBN 0387987010.
  • Guillermo Gonzale et Jay W. Richards, The Privileged Planet, Regnery, 2004, ISBN 0895260654.

Notes et références [modifier]

  1. Cet article est une analyse de la notion d'habitabilité d'une planète correspondant à l'état actuel des connaissances scientifiques. D'autres articles traitent de la probabilité de l'existence d'une vie extraterrestre (équation de Drake et paradoxe de Fermi) et de leur forme potentielle (vie extraterrestre).
  2. Turnbull, Margaret C., and Jill C. Tarter. "Target selection for SETI: A catalog of nearby habitable stellar systems," The Astrophysical Journal Supplement Series, 145: 181-198, March 2003. (Lien). Critères de définition de l'habitabilité - La base de cet article.
  3. (en)Tables d'étoiles susceptibles d'avoir des planètes accueillant la vie, California State University, Los Angeles.
  4. La vie serait apparue sur Terre approximativement 500 millions d'années après la formation de notre planète. Les étoiles de type A (qui brûlent entre 600 millions et 1,2 milliard d'années) et une petite partie des étoiles de type B (qui brûlent entre plus de 10 et 600 millions d'années) pourraient donc en théorie permettre l'apparition de la vie. Cependant, il est presque certain que la vie ne pourrait atteindre un stade complexe étant donné la faible durée de vie de telles étoiles et le fait que l'augmentation de la luminosité de l'étoile interviendrait assez rapidement. La vie autour des étoiles de type O est hautement improbable car elles brûlent moins de 10 millions d'années.
  5. J.F. Kasting, D.C.B. Whittet, et W.R. Sheldon, Ultraviolet radiation from F and K stars and implications for planetary habitability, Origins of Life, 27, 413-420, août 1997. (Lien Résumé en ligne). Considérations sur les radiations par type spectral et leurs conséquences sur l'habitabilité.
  6. Le fait qu'Europe et dans une moindre mesure Titan (respectivement à 3,5 et 8 unités astronomiques du Soleil et toutes les deux en dehors de la zone habitable du Soleil) sont des candidates de première importance pour la recherche de la vie dans le système solaire souligne la difficulté à définir la notion de zone habitable. Certaines définitions du terme d'habitabilité précisent que les planètes habitables doivent être au sein de la zone habitable, mais cela reste à prouver.
  7. J.F. Kasting, D.P. Whitmore, R.T. Reynolds, Habitable Zones Around Main Sequence Stars, Icarus, 101, 108-128, 1993. (Lien). Résumé détaillé de l'estimation des zones habitables.
  8. ab (en)Le petit Âge glaciaire, University of Washington.
  9. (en)18 Scorpii.
  10. Santos, Nuno C., Garik Israelian et Michel Mayor, Confirming the Metal-Rich Nature of Stars with Giant Planets, Proceedings of 12th Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems, and The Sun, University of Colorado, 2003. (Lien). Lien entre métallicité des étoiles et présence de planètes extrasolaires..
  11. (en)Étoiles binaires, Cornell University.
  12. (en)Étoiles et planètes habitables, solstation.com.
  13. (en)Des systèmes planétaires peuvent se former autour des étoiles binaires, communiqué de presse du Carnegie Institute, 15 janvier 2006.
  14. Paul A. Wiegert, et Matt J. Holman. The stability of planets in the Alpha Centauri system, The Astronomical Journal vol. 113, no. 4, avril 1997 (Lien). Orbites potentiellement stables et zones habitables autour de Alpha Centauri A et B.
  15. Dans Evolving the Alien, Jack Cohen and Ian Stewart évaluent des scénarios plausibles dans lesquels la vie pourrait se développer dans les couches externes des planètes joviennes. De même, Carl Sagan suggéra que les nuages de Vénus puisse accueillir la vie.
  16. (en)La vie peut-elle exister autour des planètes les plus lointaines du soleil ?, Vidéoconférence pour les écoles.
  17. (en)Entretien avec Darren Williams.
  18. Il existe un consensus émergeant selon lequel les micro-organismes unicellulaires pourraient être courants dans l'univers, en particulier parce que les organismes extrémophiles fleurissent sur Terre dans des environnements qui étaient auparavant considérés comme hostiles à la vie. L'existence de formes de vie complexes et multi-cellulaires reste beaucoup plus controversé. Dans leur livre Rare Earth: Why Complex Life Is Uncommon in the Universe, Peter Ward et Donald Brownalee suggèrent que la vie microbienne est probablement répandue tandis que la vie complexe est très rare, et peut-être limitée à la Terre. L'état actuel des connaissances de l'histoire terrestre confirme partiellement cette théorie : les organismes multi-cellulaires auraient émergé lors de l'explosion cambrienne il y a 600 millions d'années, plus de 3 milliards d'années après que la vie soit apparue. Le fait que la vie sur Terre ait été limitée aux êtres unicellulaires pendant si longtemps suggère que l'apparition d'organismes complexes pourrait ne pas toujours se produire.
  19. Il existe dans le système solaire une grande différence entre la masse de la plus grande des planètes telluriques, la Terre, et celle des plus petites planètes gazeuses, Uranus et Neptune. En supposant que ce n'est que pure coïncidence et qu'il n'existe pas de limite géologique à la formation de corps intermédiaires, nous devrions nous attendre à trouver, dans d'autres systèmes, des planètes d'une masse comprise entre deux et douze fois celle de la Terre. Si de tels systèmes étaient par ailleurs propices, ces planètes seraient de bonnes candidates à l'émergence de la vie car elles seraient suffisamment grandes pour rester géologiquement actives et retenir leur atmosphère durant des milliards d'années, mais suffisamment petites pour éviter l'accrétion d'une couche gazeuse qui restreint les possibilités d'apparition de la vie.
  20. (en)The Heat History of the Earth, James Madison University, Géologie.
  21. (en)Le champ magnétique terrestre, Georgia State University.
  22. Bortman, Henry. Elusive Earths, Astrobiology Magazine, 22 juin 2005.
  23. (en)Planetary Tilt Not A Spoiler For Habitation, communiqué de presse de Penn State, 25 août 2003.
  24. Laskar, J., F. Joutel and P. Robutel. "Stabilization of the earth's obliquity by the moon," Nature, 361, 615-617, juillet 1993. (Lien Résumé en ligne). Étude de l'effet de la Lune dans la stabilisation de l'oscillation.
  25. D'après la théorie principale, la formation de la Lune serait due à la collision d'un objet de la taille de Mars avec la Terre vers la fin de la formation de cette dernière. Le matériel éjecté se serait aggloméré en orbite (voir hypothèse de l'impact géant). Dans Rare Earth, Ward et Brownalee souligne que de tels impacts seraient rares, ce qui réduit la probabilité d'existence de systèmes similaires à celui que forment la Terre et la Lune et ainsi la probabilité d'autres planètes habitables. Cependant, d'autres hypothèses sur la formation de la Lune sont possibles et le fait qu'une planète puisse être habitable en l'absence d'une lune n'est pas exclu.
  26. Elements, biological abundance David Darling Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy and Spaceflight.
  27. (en)Comment la chimie et les océans ont produit ceci ?, Electronic Universe Project, University of Oregon.
  28. Ce qui a conduit la Terre à ressembler à ce qu'elle est de nos jours, Electronic Universe Project, University of Oregon.
  29. (en)Zone habitable des étoiles
  30. (en)Rouge, Volontaire et Capable, publié dans New Scientist 27 janvier 2001.
  31. (en)"M Dwarfs: The Search for Life is On", Entretien avec Todd Henry, Astrobiology Magazine, 29 août 2005.
  32. (en) Henry Bortman, Coming Soon: "Good" Jupiters (À venir : les 'Bons' Jupiters) dans Astrobiology Magazine du 29 septembre 2004 [lire en ligne]
  33. (en) Jonathon I. Lunine, The occurrence of Jovian planets and the habitability of planetary systems (Le rôle de Jupiter dans la fertilisation de la Terre au début de son existence.), dans Proceedings of the National Academy of Science, vol. 98, n° 3 (30 janvier 2001), p. 809-814, 30 janvier 2001. [présentation en ligne]
  34. Mullen, Leslie. (en)Zones galactiques habitables, Astrobiology Magazine, 18 mai 2001.


Cet article a été reconnu comme « bon article » le 4 avril 2007 (comparer avec la version actuelle).
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16/09/2007
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