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A la recherche de planètes habitables

Paysage d'une exoplanète. Source inconnue.

Paysage extraterrestre. D.R.

Protocoles de recherches (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.

- Déterminer la zone habitable

- Déterminer les propriétés physico-chimiques dans la zone habitable

- Rechercher les étoiles propices au développement de la vie

- Identifier les biosignatures

- 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 (albedo de 0.37 dans le cas de la Terre) qui est proportionnelle au rapport entre sa température portée à la 4e 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.

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).

Dans le cas de la Terre, avant l'exploration de Mars on pensait que la zone habitable 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.

Document J.Kasting adapté par l'auteur.

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'albedo. 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 albedo par l'irradiance solaire, on peut augmenter le rayon inférieur de la zone habitable.

Autre variable, 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 son étendue. 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 marée 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).

L'effet sous-estimé de la dynamique orbitale

Une planète en état de "boule de neige"; sa surface est presque totalement gelée sur plusieurs centaines voire quelques kilomètres d'épaisseur. Document NASA.

Selon une étude publiée en 2018 dans l'"Astronomical Journal" (en PDF sur arXiv) par l'exobiologiste Russell Deitrick aujourd'hui à l'Université de Berne et ses collègues, des simulations reproduisant le climat régnant sur des exoplanètes orbitant autour d'étoiles naines de type G montrent qu'une augmentation de l'obliquité (l'inclinaison orbitale qui influence les saisons) ou de l'excentricité orbitale (la longueur du demi grand-axe qui donne la forme plus ou moins elliptique à l'orbite) suffit à perturber sensiblement les conditions de vie sur les planètes se trouvant dans la zone habitable.

Jusqu'à présent les modèles climatiques des exoplanètes n'avaient pas pris en compte l'effet des calottes polaires. En tenant compte de la croissance et du retrait des calottes glaciaires dans la modélisation planétaire, les chercheurs ont découvert que de grandes variations d'obliquité peuvent geler la surface d'une planète (alors que les anciens modèles montraient que la planète se réchauffait) provoquant des périodes de glaciations pouvant être beaucoup plus sévères que sur Terre. Les simulations montrent que ce n'est que pendant une petite fraction du temps que les cycles d'obliquité peuvent augmenter la température d'une planète habitable.

Conclusion, la dynamique orbitale peut être un facteur important d'habitabilité et la seule définition de la zone habitable est insuffisante pour caractériser l'habitabilité d'une planète. On reviendra sur ce sujet quand nous évoquerons la Terre "boule de neige".

Systèmes d'évaluation : les indices ESI, PHI, BCI et DI

Le premier système d'évaluation de l'habitabilité d'un astre fut l'Indice de Détection ou DI développé au début des années 2000 qui mesure la capacité d'une planète à abriter la vie. Le fait qu'il existe une exoplanète dans la zone habitable d'une étoile ne signifie pas qu'elle rassemble les conditions propices au développement de la vie. Comme l'ont  expliqué Sukrit Ranjan du CfA et ses collègues dans un article publié en 2017 dans l'"Astrophysical Journal", si l'exoplanète gravite autour d'une étoile naine de type M par exemple, trop peu d'UV peuvent atteindre l'astre, empêchant le développement rapide de réactions biochimiques comme la synthèse de ribonucléotides à base de pyrimidine (l'Uracile) à l'origine de l'ARN (comprenant les bases A, G, U, C). Ou au contraire, l'exoplanète peut subir des rayonnements trop énergétiques (par ex. Trappist-1) ou subir des bombardements météoritiques intenses (par ex. Tau Ceti) voire les deux, ce qui mettrait au défi le développement de la vie et même la formation de molécules organiques complexes.

Parmi les autres facteurs astronomiques, géologiques et météorologiques délétères, il y a l'excentricité et l'instabilité de l'orbite, la composition chimique de l'atmosphère, la nature du sol et du sous-sol y comFpris la présence de lave, les forces de marée, l'intensité de la gravité, l'obscurité permanente combinée au froid intense, les écarts importants de températures et une forte activité atmosphérique (tempêtes et éclairs) parmi d'autres qui sont tous préjudiciables au développement d'une vie complexe.

A gauche, représentation artistique du système Trappist-1 constitué de 7 exoplanètes rocheuses dont le diamètre varie entrre 0.77 et 1.09 fois celui de la Terre dont 3 gravitent dans la zone habitable. Au moins une d'entre elles (Trappist-1h, la plus brillante) pourrait être enveloppée d'une atmosphère nuageuse et abriter des lacs. A droite, le système GJ 436 constitué d'une exoplanète de 0.067 fois la masse de Jupiter ou 21 fois celle de la Terre en orbite autour d'une étoile naine de 0.42 masse solaire âgée d'au moins 3 milliards d'années. Documents T.Lombry et California & Carnegie Planet Search.

L'indice ESI (Earth Similarity Index) ou indice de similarité avec la Terre fut proposé en 2011 par Dirk Schulze-Makuch et son équipe du Planetary Habitability Laboratory (PHL) de l'Université de Porto Rico à Arecibo. Les paramètres pris en compte sont la température de surface, le rayon moyen, la densité et la vitesse de libération comparés à ceux de la Terre.

Mars fut le premier corps céleste dont on calcula l'ESI estimé à 0.697. Malgré les conditions extrêmes qu'il y règne, la Lune obtient un ESI = 0.559, Mercure obtient un ESI = 0.596 et Vénus obtient un ESI = 0.444. A ce jour, l'exoplanète ayant l'ESI le plus élevé est Kepler 438b découverte en 2015 dont ESI = 0.88. Cette exoplanète gravite à seulement 0.165 UA d'une étoile naine rouge de type M (3748 K) mais réside dans la zone habitable et présente une taille similaire à celle de la Terre.

En parallèle, dès 2011 une équipe internationale de planétologues et d'exobiologistes proposèrent de compléter l'indice ESI par le PHI (Planetary Habitability Index) ou indice d'habitabilité planétaire plus adapté à l'évaluation des possibilités de vie dans des conditions extrêmes. Cet indice permet de préciser si une exoplanète est "plus habitable que la Terre" tout en ayant un ESI identique à une autre qui serait moins propice à la vie. L'indice PHI = 0.64 pour Titan, 0.59 pour Mars et 0.37 pour Vénus, Saturne et Jupiter.

En revanche, appliqué à la Terre on découvre que son PHI = 0.82 seulement et ne serait donc pas aussi habitable que nous le pensons ! L'explication scientifique est qu'elle se situe un peu trop près du Soleil. Mais se pose la question : faut-il faire plutôt confiance à une formule ou à la réalité ? Aux dernières nouvelles, tous les organismes vivant sur Terre sont adaptés à leur biotope (ou périrent) et donc PHI devrait valoir 1.0. Soyons rassurez, son ESI = 1.0.

Enfin, en 2014 Dirk Schulze-Makuch et son équipe proposèrent un nouvel indice : le BCI (Biological Complexity Index) ou indice de complexité biologique qui permet d'estimer la probabilité relative que des formes de vies complexes, des macro-organismes aient émergés sur d'autres mondes. Plusieurs exoplanètes obtiennent un BCI supérieur à celui de Mars (BCI = 1.61) et Gliese 581c obtient même un BCI supérieur à celui de la Terre (BCI = 1.95 contre 1.88 pour la Terre) ! Cette exoplanète tellurique 5.5 fois plus massive et moitié plus grande que la Terre se situe à 20.4 années-lumière dans la Balance et gravite dans la zone habitable autour d'une étoile naine rouge de type M2.5V.

Détecter les molécules prébiotiques

En admettant que les indices sont "au vert", encore faut-il détecter l'exoplanète potentielle. Généralement il est impossible d'obtenir directement des images d'une exoplanète car la lumière de son étoile est éblouissante. Jusqu'à présent les astronomes utilisaient notamment l'instrument SPHERE installé sur le VLT de l'ESO qui est un système d'optique adaptative combiné à un coronographe qui permet de masquer l'éclat de l'étoile afin d'enregistrer des images spectrographiques en proche infrarouge de l'éventuelle exoplanète en orbite autour d'elle. Bien que ce système offre des images à haut contraste, il présente une faible résolution et n'est pas discriminatoire.

Images spectrales de β Pictoris b prises par l'instrument SINFONI installé sur le VLT UT4 de l'ESO dans les raies du CO et H2O mais elle n'apparaît pas dans les raies du CH4 et NH3. Document UNIGE.

Plutôt que d'utiliser un coronographe, une équipe d'astronomes dirigée par Jens Hoeijmakers de l'Université de Genève (UNIGE) et membre du centre NCCR PlanetS a eu l'idée d'utiliser un spectrographe afin de détecter l'éventuelle exoplanète grâce à l'émission de certaines molécules prébiotiques présentes dans son atmosphère et absentes de l'étoile hôte.

Cette technique innovante tire profit de la spectroscopie à champ intégral et d'instrument comme SINFONI installé sur le VLT de l'ESO qui est similaire à l'instrument OSIRIS installé sur le Keck. Le spectrographe installé au foyer Cassegrain de l'unité 4 du VLT fonctionne dans le proche infrarouge entre 1100 et 2450 nm et est uniquement sensible à certaines émissions moléculaires (CO, H2O, CH4, NH3, etc). Grâce à un système de guidage laser sophistiqué, l'instrument produit des images en haute résolution pratiquement à la limite de la diffraction.

Pour tester cette nouvelle technique, Hoeijmakers et ses collègues ont utilisé des images d'archives prises par l'instrument SINFONI du système β Pictoris connu pour abriter une exoplanète géante, β Pictoris b d'environ 8 Mj. Les chercheurs ont ensuite comparé le spectre obtenu avec un spectre correspondant à la molécule de la vapeur d'eau pour vérifier s'il y a une corrélation. Dans l'affirmative, cela signifie que la molécule est présente dans l'atmosphère de l'exoplanète.

Comme on le voit à gauche, si l'étoile ne contient pas les molécules recherchées (β Pictoris est une étoile blanche et chaude de ~8050 K qui ne permet pas de préserver ces molécules), cette méthode offre l'avantage de rendre l'étoile invisible tout en faisant ressortir l'exoplanète, à condition qu'elle contienne ces molécules. Dans cet exemple l'exoplanète ne contient pas de méthane ni d'ammoniac.

Cette technique permet non seulement de détecter des éléments présents sur la surface de l'exoplanète, mais également de mesurer indirectement la température qui y règne puisque l'état des molécules dépend directement des conditions physiques régnant sur l'astre. Dans cet exemple, le fait que les astronomes n'aient pas identifié β Pictoris b dans les spectres du méthane et de l'ammoniac confirme que la température estimée à 1700°K de cette exoplanète est trop élevée pour préserver ces molécules volatiles.

 Les chercheurs ont décrit cette nouvelle méthode de travail dans un article publié en 2018 dans la revue "Astronomy & Astrophysics" (en PDF sur arXiv) consacré à l'étude du système β Pictoris.

Déterminer les propriétés physico-chimiques dans la zone habitable

Les missions Kepler, SIM et leurs successeurs ainsi que les analyses spectrographiques réalisées par les grands télescopes au sol permettent aux planétologues et bioastronomes de 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, le système Trappist-1 découvert en 2016 et des dizaines d'autres systèmes exoplanétaires font déjà l'objet de toutes les spéculations et de nombreuses études.

La plupart des propriétés physico-chimiques peuvent être évaluées à partir de mesures spectroscopiques. 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, d'aérosols et leur composition, le degré de variabilité de la couche nuageuse ou des poussières et enfin estimer la présence d’un éventuel effet de serre. Rappelons qu'on utilise également cette méthode pour étudier l'atmosphère des étoiles naines brunes dont les plus froides ne sont pas très différentes de Jupiter.

Illustration 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 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). Mais en parallèle, il faut éviter les exoplanètes chaudes (> 100°C en surface et elles sont nombreuses) car même si elles abritent de l'eau, une partie sera vaporisée dans l'atmosphère et tout la planète se transformera en un sauna brûlant inhospitalier.

Les éventuels nuages et les aérosols, le plus souvent 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).

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 sont aujourd'hui accessibles grâce aux télescopes orbitaux et à quelques instruments spectrographiques de pointe. Ces outils nécessitent 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 avons recueilli au cours de ces programmes de recherches.

Deuxième partie

Rechercher les étoiles propices au développement de la vie

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