|
|
|
La vie autour des étoiles géantes rouges Evolution
de la zone habitable Pour une étoile de 1.5 M¤, l'évolution de la zone habitable est beaucoup plus rapide car l'étoile évolue chimiquement plus rapidement qu'une étoile de 1 M¤. Les figures 2(a), 2(b) et 2(c) illustrent cette évolution en représentant les limites intérieure et extérieure de la zone habitable, le rayon de l'étoile et la durée de transit de la zone habitable.>
Pour une étoile de la Séquence principale, la durée du transit de la zone habitable à 3 U.A. dure plus d'un milliard d'années. A 5 U.A. le transit peut durer entre 100 millions et plusieurs centaines de millions d'années en fonction de la taille de la zone habitable. Il est intéressant de noter que bien que l'étoile évolue rapidement, la durée du transit de la ZH à des distances inférieures à 15 U.A. de l'étoile reste supérieure à 10 millions d'années. Pour une étoile de 2
M¤ qui se situe sur la Séquence
principale illustrée par les figures 3(a), 3(b) et 3(c), la zone habitable se situe à
environ 5 U.A. Après avoir quitté la Séquence principale, la zone habitable perdure plus de
100 millions d'années pour des distances inférieures à 10-15 U.A.
Notons que la ZH persiste durant 1.7 milliards d'années environ mais la
période de transit peut localement durer moins de 25
millions d'années (Figure 3(a)).
Les
calculs précédents sont basés sur l'évolution de la zone habitable
pour des étoiles dont la masse oscille entre 0.8 et 1.2 M¤ sur la Séquence
principale et qui l'ont quittée au moment de l'épuisement des réserves
d'hydrogène dans le noyau pour entamer le premier flash de l'hélium. Après
cet événement, les étoiles de cette catégorie connaissent une longue période
de calme où elles entament un long processus de fusion de l'hélium
durant lequel elles présentent une luminosité quasi constante. A
partir de leur masse initiale, on peut ainsi interpoler la durée de vie
de chaque étape de la vie d'une étoile : Séquence principale, phase
sous-géante, géante rouge, flash de l'hélium, premières et secondes
phases de fusion de l'hélium, etc. Le
tableau suivant représente la durée de vie des étoiles ayant
respectivement des masses de 1.0, 1.5 et 2.0 M¤ sur la Séquence
principale. Pour une étoile de 1 M¤, juste après le flash de l'hélium
la fusion de l'hélium nucléaire prolonge la durée de la zone habitable
d'un milliard d'années et plus longtemps encore pour les étoiles plus
massives.
Durant
la phase de fusion de l'hélium, la luminosité des étoiles est
d'approximativement 230 L¤ pour 1 M¤,
930
L¤
pour 1.5 Ms et à nouveau 230 L¤ pour 2 M¤.
Pour une étoile de 1 M¤, durant
la phase de fusion de l'hélium il existe donc une période supplémentaire d'habitabilité
dans la région comprise entre 7 et 22 U.A. Pendant
le stade RGB et du fait de l'augmentation de la luminosité de l'étoile
(Fig.1), la zone habitable se déplace rapidement vers l'extérieure au
point que le rayon intérieur de la ZH > 20 U.A. Rapporté au système
solaire, cela correspond à l'orbite d'Uranus. Une fois l'étoile installée dans la fusion de l'hélium, la région située entre 7 et 22 U.A. devient à nouveau habitable. Il s'offre donc un "nouveau départ" pour la vie à cette période de l'évolution stellaire. Cette dernière phase est particulièrement intéressante car elle est très longue et rapportée au système solaire elle comprend les orbites de deux planètes géantes.
Possibilités
de vie autour des étoiles géantes rouges Nous
avons vu dans l'article consacré aux origines
de la vie, que les plus anciennes traces de vie remontent entre 3.80
et 3.85 milliards d'années, à peine 700000 ans après la naissance de la
Terre. Les plus anciens organismes sont âgés de 3.50 milliards d'années
et seraient représentés par des cyanobactéries photosynthétiques
vivant dans les océans et probablement des colonies de microbes extrêmophiles
vivant près des évents (fumeurs) des volcans sous-marins ou des sources
chaudes en surface. En
raison de l'évolution rapide d'une étoile lorsqu'elle a quitté la Séquence
principale, la durée du transit de la zone habitable diminue. Pour une étoile
évoluée de 1 M¤, le transit de la ZH à 2 U.A. dure un peu plus d'un
milliard d'années, une échelle de temps clairement supérieure à ce qui
fut requis pour voir la vie émerger sur Terre. A
environ 5 U.A. de distance, la durée des conditions habitables dure entre
100 millions et plusieurs centaines de millions d'années, ce qui est dix
fois inférieur au temps nécessaire à l'émergence de la vie sur Terre. Même
si l'apparition de la vie demande plus de 100 millions d'années, il est
possible que des formes prébiotiques (des formes connues sur Terre)
puissent s'adapter d'elles-mêmes sur une planète contenant de l'eau
liquide. La
théorie de la panspermie nous rappelle que des micro-organismes
pourraient être transportés d'une planète sur laquelle la vie est en
phase terminale vers un autre astre où les conditions de sa renaissance
sont assurés suite au passage d'une zone habitable.
Ce type de processus pourrait être unique ou se rencontrer exclusivement
autour d'étoiles évoluées. Compte tenu de nos moyens, il est
malheureusement impossible de confirmer cette hypothèse mais elle ne peut
pas être écartée.
Des vecteurs comme les météorites ou les comètes pourraient transporter ces organismes d'une planète à l'autre et déclencher le développement de la vie autour d'étoiles évoluées. Cette théorie fut développée dès 1903 par le Suédois Svante Arrhénius et sera reprise notamment par l'ingénieur en aérospatial Robert Zubrin en 2001 qui, rappelons-le, est également directeur de la Mars Society. L'idée qu'il existerait un transport de matériel
entre les systèmes planétaires a récemment été revitalisée par la
possible découverte de micrométéores extrasolaires (Meisel et
al.,
2002). Bien sûr les échelles de temps sont plus longues du fait que les
distances sont plus grandes. Mais nous savons que depuis que la Terre
porte la vie, des météorites ou des comètes ont pu être expulsées du
système solaire depuis 3.5 milliards d'années, emportant avec elles des
biomolécules ou même des micro-organismes primitifs. Après
un voyage d'un milliard d'années ou plus dans le vide interstellaire, ces
astres ont pu être capturés par des systèmes planétaires proches
(jusqu'à 100 a.l) et en quelque sorte polleniser le ferment fertile des autres
planètes qui n'attendaient qu'un germe pour voir la vie se développer. Dans
un article publié dans Sciences en 1996, B.Gladman et son équipe ont montré que
la probabilité d'expulser une météorite ou une comète d'un système
planétaire n'est pas négligeable. La question en suspens est de savoir qu'elle est la probabilité de capture par une exoplanète. Des calculs réalisés par
Jay Melosh en 2003 suggèrent
que la probabilité de transfert interstellaire de matériel météoritique
entre planètes de systèmes différents (proches et ne contenant qu'une
seule étoile) est extrêmement faible. Toutefois, dans les
environnements d'étoiles géantes, la probabilité de capture de matériel
éjecté d'une planète est raisonnablement plus large. En utilisant ce mécanisme,
la vie pourrait être transportée d'une planète à l'autre durant
l'expansion de la zone habitable. Lorsque
nous avons discuté de la faculté
d'adaptation, nous avons démontré que tant en
laboratoire que dans l'espace, des micro-organismes pouvaient survivre aux
conditions interplanétaires d'un voyage spatial : ils sont par exemple
capables de survivre aux très basses températures, à la déssication, au vide, aux rayonnements UV et cosmique,
aux acides et
même au
chocs (pressions) extrêmes sur une surface solide. Toutes
ces considérations renforcent la théorie de la panspermie et d'une
possible "fertilisation" entre planètes. Si
nous prenons l'exemple de notre système solaire, à 1.5 ou 2 U.A. il est
possible qu'à l'avenir et en assumant que de l'eau liquide puisse exister
durant une période de temps compatible avec l'apparition de la vie sur
Terre, la vie puisse apparaître sur Mars à la condition que l'eau
aujourd'hui gelée se mette à fondre. C'est également l'une des théories
proposées pour le terraforming de
Mars. De l'eau liquide peut également apparaître sur Europe, l'une des
lunes de Jupiter comme une suite logique de l'évolution du Soleil et de
l'augmentation de son diamètre. Mais
comme Mars, Europe présente une masse trop petite et ne pourrait pas
maintenir son atmosphère sans intervention de notre part, si bien qu'à
terme Europe est également condamnée à mourir, cette fois pour de bon.
Un astre plus massif comme Titan, le
plus gros satellite de Saturne est mieux adapté pour abriter la vie. A 10
U.A. le transit de la zone habitable peut durer entre 10 et 100 millions
d'années.
Bien entendu ces scénarii assument que les mouvements planétaires resteront stables durant les 6 milliards d'années à venir. Du point de vue des changements de la dynamique orbitale relative à l'évolution stellaire, cette présomption paraît raisonnable. Les effets du phénomène de perte de masse stellaire et la dissipation des marées entre les planètes et l'étoile géante rouge ne sont pas négligeables dans la dynamique orbitale. Une étoile solaire perd environ 24% de sa masse initiale durant la phase RGB et environ 20% durant la phase AGB. Le
transit de la zone habitable que nous avons calculé se produit au cours
de la phase RGB, à une étape durant laquelle le rayon de l'étoile est
inférieur à 100 R¤ environ. Dans la Fig 2.
(cf haut de page) on constate que lorsqu'une étoile
comme le Soleil atteint un rayon d'environ 100 R¤, seul un peu plus de 10%
de sa masse initiale se dissipe dans l'espace, ce qui a pour effet de
modifier la dynamique des orbites planétaires (pour les planètes situées
à plus de 1 U.A. non sujettes aux forces de marées) en augmentant leur
demi-grand axe de 10%. Notons
que si l'accroissement du demi-grand axe se produit durant la période où
la planète se trouve dans la zone habitable (elle-même en expansion),
cet effet a pour conséquence d'augmenter la durée des conditions
habitables sur cette planète. Dernier chapitre
|
||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
