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A la recherche de planètes habitables

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, plusieurs pistes 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

- Identifier les étoiles éjectant beaucoup de carbone

- 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 ou zone de la "Boucle d'or" (Goldilocks zone). 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 ou, tout le moins, la zone où l'eau peut exister à l'état liquide. Comment la détermine-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 aujourd'hui, 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, cryptobiose, 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

L'obliquité des orbites planétaires

Une planète en état de "boule de neige"; sa surface est presque totalement gelée sur plusieurs centaines de mètres 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.

Les perturbations stellaires dans les amas globulaires

Dans un article publié dans l'"Astrophysical Journal" en 2018 (en PDF sur arXiv), Stephen R. Kane de l'Université de Californie à Riverside (UCR) et Sarah J. Deveny de l'Université d'état de San Francisco (SFSU) ont étudié les conditions d'habitabilité dans l'amas globulaire Oméga du Centaure (alias NGC 5139).

Jusqu'à présent, le seul amas globulaire ayant été étudié fut NGC 6397 dans lequel les astronomes ont recherché des explanètes en transit devant des étoiles de la séquence principale et des naines des types spectraux M0-M9 (cf. V.Nascimbeni et al., 2012). Jusqu'à présent aucune signature n'a été détectée.

Oméga du Centaure se situe à ~15800 années-lumière de la Terre et mesure ~86 années-lumière de rayon. On estime qu'il abrite 10 millions d'étoiles et représente une masse comprise entre 1.5 et 4 millions de masses solaires (cf. Marks et Kroupa, 2010). Oméga du Centaure abrite une grande population de vieilles étoiles dont un grand nombre de géantes et de naines. Mais étant très proches les unes des autres, elles subissent d'importantes perturbations gravitationnelles.

Étant donné que ce type d'amas compact existe dans pratiquement toutes les galaxies, c'est un lieu très intéressant pour étudier l'habitabilité. Grâce aux images prises par le Télescope Spatial Hubble, les chercheurs ont sélectionné un échantillon de 470000 étoiles de toutes couleurs situées au coeur d'Oméga du Centaure dont 350000 étoiles furent analysées en détails du fait que leur couleur (dépendante de leur température et de leur âge) suggérait qu'elles pourraient potentiellement abriter des planètes portant la vie.

Pour chaque étoile, les chercheurs ont ensuite calculé la zone habitable. Comme la plupart des étoiles du coeur d'Oméga du Centaure sont des naines rouges, leurs zones habitables sont beaucoup plus proches que celle qui entoure le Soleil. Selon Kane, "le noyau d'Oméga du Centaure pourrait potentiellement être peuplé d'une pléthore de systèmes planétaires compacts hébergeant des planètes dans la zone habitable proche d'une étoile hôte."

A gauche, l'amas globulaire Oméga du Centaure photographié au téléobjectif depuis La Palma en Espagne le 24 juin 2014 par les membres du projet Nighflight. Sa surface est équivalente à celle de la pleine Lune et il brille à la magnitude 3.9 d'un éclat jaune-verdâtre. A droite, à partir du relevé des positions de quelques étoiles situées au coeur d'Oméga du Centaure photographiées par le Télescope Spatial Hubble en 2002 et 2006, J.Anderson et R. van der Marel du STScI ont calculé leur déplacement au cours des 600 prochaines années (chaque point représente un intervalle de 30 ans); toutes les étoiles présentent un mouvement désordonné en raison des perturbations multiples qu'elles subissent par leurs voisines.

Un exemple proche de nous est le système TRAPPIST-1, une version miniature du système solaire située à 39.5 années-lumière de la Terre et qui est actuellement considéré comme l'un des endroits les plus prometteurs pour la recherche de la vie extraterrestre. Toutefois plusieurs études ont déjà montré que les étoiles naines ne sont pas nécessairement des étoiles aussi calmes qu'on l'imagine et de ce fait leurs éventuelles planètes sont rarement les endroits idylliques que l'on pense (cf. Barnes et Heller, 2013; Manasvi et Loeb, 2017; C.Garraffo et al., 2017 et M.MacGregor et al., 2018).

Cependant, malgré la nature accueillante des étoiles d'Oméga du Centaure, la dynamique orbitale des étoiles est très agitée et affecterait la formation de planètes. Alors que notre Soleil est séparé de 4.22 années-lumière de l'étoile la plus proche, la distance moyenne entre les étoiles au coeur d'Oméga du Centaure est de 0.16 année-lumière soit 10118 UA ou 151 milliards de kilomètres, ce qui signifie qu’elles rencontreraient les étoiles voisines environ une fois tous les millions d’années. Les chercheurs en déduisent que des systèmes planétaires, aussi compacts soient-ils, ne peuvent pas exister au coeur de cet amas.

Deveny conclut que "la fréquence à laquelle les étoiles interagissent gravitationnellement les unes avec les autres serait trop élevée pour héberger des planètes habitables stables. Étudier d'autres amas présentant des taux de rencontre similaires ou supérieurs à ceux d'Oméga du Centaure pourrait conduire à la même conclusion. Donc, étudier des amas globulaires présentant des taux de rencontre plus faibles pourrait augmenter la probabilité de trouver des planètes habitables stables".

Conclusion, la dynamique orbitale, non seulement planétaire mais aussi stellaire, est un facteur important d'habitabilité et la seule définition de la zone habitable est insuffisante pour caractériser l'habitabilité d'une planète (cf. la Terre "boule de neige"). Il faut donc définir d'autres critères et calculer d'autres indices plus ciblés pour déterminer l'habitabilité d'une planète

Systèmes d'évaluations : les indices DI, ESI, PHI, BCI, PAR et HSI

L'indice 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-1 h, 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

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. Soulignons que le ESI ne tient pas compte de la distribution spectrale de l'énergie émise par l'étoile ni de la composition atmosphérique planétaire qui en résulte, qui ont parfois un effet délétère sur l'habitabilité. On y reviendra.

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 le ESI le plus élevé est Teegarden b dont ESI = 0.94. Cette exoplanète gravite à seulement 0.025 UA d'une étoile naine rouge de type M7.0 V (3637 K). Elle réside dans la zone habitable et présente une taille similaire à celle de la Terre.

L'indice PHI

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 rassurés, son ESI = 1.0.

L'indice BCI

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 soient apparus sur d'autres mondes. Plusieurs exoplanètes obtiennent un BCI supérieur à celui de Mars (BCI = 1.61) et Gliese 581 c 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.

L'indice PAR

La photosynthèse se produit-elle dans d'autres systèmes stellaires ? Pour le savoir, nous pouvons utiliser l'indice PAR (Photosynthetically Active Radiation) ou indice du rayonnement photosynthétique actif tel que défini dans un article publié dans les "MNRAS" en 2021 par l'astrophysicien Giovanni Covone de l'Université de Naples Federico II et ses collègues.

Nous savons que la grande majorité des organismes autotrophes sur Terre utilisent la photosynthèse pour vivre. La photosynthèse représente environ 99% de la biomasse totale de la Terre et peut-être même plus si on connaissait toute la biomasse souterraine. Ce processus permet de synthétiser de la matière organique (glucose) à partir d'éléments inorganiques, en utilisant le rayonnement solaire comme source d'énergie et en fournissant suffisamment d'oxygène pour assurer le développement d'une vie multicellulaire complexe.

La photosynthèse apparut assez tôt dans l'histoire de la Terre et peut être retracée jusqu'à la Grande Oxydation survenue il y a environ 2.45 à 2.05 milliards d'années, bien que ses origines fassent toujours l'objet d'études.

Covone et ses collègues ont examiné les conditions nécessaires au développement de la photosynthèse à base d'oxygène sur une exoplanète semblable à la Terre, non seulement au niveau du flux stellaire reçu par l'exoplanète, mais dans toute la zone habitable classique. Ils ont également estimé l'efficacité avec laquelle les organismes vivants pourraient produire des nutriments et de l'oxygène moléculaire à partir de la photosynthèse oxygénique.

Selon les auteurs, "nous estimons l'efficacité du rayonnement PAR entraînant la photosynthèse oxygénique en fonction de la température de l'étoile hôte au moyen de la notion d'exergie. L'exergie peut être définie comme le travail utile maximum pouvant être obtenu du système considéré dans des conditions environnementales données. En d'autres termes, l'exergie est une mesure de la qualité d'une énergie. Les organismes vivants sont des structures dissipatives éloignées de l'équilibre thermodynamique grâce à l'apport constant de rayonnement exergétique stellaire".

Cette idée de la qualité de l'énergie a fait l'objet de plusieurs investigations sur les exoplanètes, notamment en 2019 par Caleb Scharf de l'Université de Columbia qui a étudié l'efficacité photosynthétique en fonction de la température effective d'une étoile sur l'ensemble du spectre de rayonnement.

La question est de savoir si les potentiels organismes vivant sur ces exoplanètes peuvent produire efficacement les nutriments et l'oxygène moléculaire dont ils ont besoin via la photosynthèse classique. Prenons le tableau suivant :

A gauche, ce tableau présente les paramètres de dix exoplanètes similaires à la Terre situées dans la zone habitable (ZH) de leur étoile hôte (la température d'équilibre (*) a été calculées par les auteurs). A droite, les flux de photons dans deux plages PAR à la surface des exoplanètes aux limites de la ZH (lignes bleu foncé pour une limite supérieure de 800 nm et bleu clair pour une limite supérieure de 750 nm, limite extérieure de la ZH en pointillé), en fonction de la température effective de l'étoile, en unités de 10E20 photons s-1 m-2. Le point et le cercle verts indiquent le flux de photons dans la plage PAR à la surface de la Terre, les points et cercles jaunes le flux de photons estimé à la surface des exoplanètes telluriques du tableau de gauche, respectivement, avec une limite supérieure pour la plage PAR de 800 nm (points) et 750 nm (cercles). La ligne pointillée rouge est le niveau de flux moyen de photons nécessaire pour maintenir la biosphère terrestre. La ligne pointillée verte est le seuil inférieur typique de la photosynthèse oxygénique (OP) sur Terre. Documents G.Covone et al. (2021).

Parmi les exoplanètes similaires à la Terre listées dans le tableau ci-dessus comprenant notamment Proxima du Centaure, TRAPPIST-1 et Kepler-186, Kepler-442b reçoit un flux de photons suffisant pour soutenir une biosphère semblable à celle de la Terre. C'est un monde intéressant, une super-Terre découverte en 2015 par la méthode du transit en orbite autour d'une étoile naine de classe K (orange), située à environ 1120 années-lumière du Soleil dans la constellation de la Lyre. Cette exoplanète est 1.34 fois plus grande et 2.36 fois plus massive que la Terre. Elle serait rocheuse et pourrait présenter de l'eau liquide en surface. Elle ne semble pas verrouillée par l'effet de marée gravitationnelle et offre ce que les chercheurs considèrent comme une bonne cible pour la recherche de biosignatures. Les autres candidates du tableau manquent d'énergie dans la gamme des longueurs d'ondes visibles pour soutenir une biosphère riche des points de vue chimique et biologique.

Dans ces conditions de nombreuses étoiles de classe spectrale K ne seraient pas en mesure de fournir le rayonnement nécessaire pour soutenir une biosphère complexe. Les étoiles naines rouges non plus car elles ne fourniraient pas assez d'énergie à leur(s) exoplanète(s) pour activer la photosynthèse comme première source de production de matière organique. En revanche, nous verrons page suivante que les exoplanètes gravitant autour d'étoiles K restent des candidates intéressantes du point de vue prébiotique car elles peuvent présenter des biosignatures comme celles du méthane et de l'oxygène. Reste que l'activité stellaire peut être préjudiciable au développement de la vie. On y reviendra.

Illustration de l'exoplanète Kepler-442b probablement rocheuse située dans la zone habitable d'une étoile naine de type K. Document T.Lombry.

Selon Covone, "Comme les naines rouges sont de loin le type d'étoile le plus courant dans notre Galaxie, ce résultat indique que les conditions semblables à celles de la Terre sur d'autres planètes peuvent être beaucoup moins courantes que nous ne l'espérions". Et il ajoute : "Cette étude impose de fortes contraintes sur l'espace des paramètres pour la vie complexe, donc malheureusement, il semble que le "sweet spot" pour héberger une riche biosphère semblable à la Terre ne soit pas si large". Autrement dit, la zone habitable serait plus étroite que prévue.

Toutefois les auteurs restent prudents, surtout concernant la production de biomasse. Ils concluent : "nous devons garder à l'esprit que la production de biomasse sur Terre n'est pas limitée par la quantité ni [sic] la qualité du rayonnement entrant, mais plutôt par la disponibilité des nutriments. Par exemple, Lin et al. (2016) ont découvert que dans les populations de phytoplancton océanique, environ 60% de l'énergie solaire PAR absorbée est dissipée sous forme de chaleur. Généralement, le phytoplancton présente une efficacité photosynthétique bien inférieure à ce qu'il est potentiellement capable d'atteindre, simplement parce que dans la plupart des situations, la lumière est une ressource très abondante sur Terre".

On peut ajouter que la photosynthèse oxygénique n'est pas proportionnelle au flux de photons entrant. On ne peut donc pas simplement tirer des conclusions sur la quantité de biomasse produite à partir du flux de photons PAR estimé et de son contenu exergétique. Il est possible que des exoplanètes ayant des valeurs inférieures pour ces quantités pourraient malgré entretenir une biosphère comparable à celle de la Terre.

Sur base de l'indice PAR on ne peut donc pas définir exactement la largeur de la zone habitable, mais juste l'utiliser comme un indicateur pour des études ultérieures qui devront approfondir le sujet. Les auteurs eux-mêmes constatent que d'autres facteurs entrent en jeu comme "la destruction exergétique qui se produit suite à la conversion biologique de la lumière, dans la transpiration et le métabolisme des feuilles", ainsi que l'absorption atmosphérique qui modifie le spectre de rayonnement. Ceci dit, d'autres solutions que la photosynthèse oxygénée sont également possibles, notamment la collecte de lumière dans le proche infrarouge sur les planètes naines rouges, d'autant plus envisageable que sur Terre certaines plantes exploitent cette région spectrale. (cf. la photosynthèse jusqu'au proche infrarouge).

L'indice HSI

Enfin, notons que dans les années 1980, des chercheurs américains ont développé l'indice HSI (Habitat Suitability Index) ou indice de qualité de l'habitat suite à la disparition partielle de l'habitat des huîtres américaines Crassostrea virginica le long du Golfe du Mexique, au Texas. L'indice HSI dépend de six à huit variables liées à la qualité de l'eau, du substrat, la salinité, la présence de pathogènes et la densité des huîtres. Un modèle de régression a été construit pour tester la relation entre les valeurs de densité d'huîtres (variable dépendante) et les autres variables indépendantes qui permit de construire un modèle HSI modifié ou MHSI). Il est plus simple et plus complet car il tient compte des effets négatifs de la salinité élevée, des maladies et du parasitisme sur les huîtres. Appliqué à l'exobiologie, le HSI ou MHSI pourrait être utilisé le jour où on découvrira une vie extraterrestre.

Mais nous verrons plus loin qu'aucun de ces indices ne tient compte de la toxicité des gaz atmosphériques, un paramètre pourtant fondamental pour qualifier une planète d'habitable.

Le rôle de la chimie atmosphérique

Déterminer la zone habitable sur base de la seule température en surface n'est pas suffisant pour décréter qu'une exoplanète est habitable. En effet, l'étoile peut par exemple émettre des rayonnements tellement nocifs et fréquemment que la vie risque de ne pas pouvoir se développer en surface.

Déterminer qu'une exoplanète réside dans la zone habitable ou zone de la "Boucle d'or" (Goldilocks zone) n'est pas suffisant pour décréter que la vie pourrait s'y développer. Il faut également tenir compte de la chimie atmosphérique. Document NASA adapté par l'auteur.

Jusqu'en 2019, les études 3D sur les exoplanètes rocheuses ont ignoré un facteur important : la chimie. En combinant la modélisation climatique 3D à la photochimie et à la chimie atmosphérique, Howard Chen de l'Université Nortwestern en Illinois et ses collègues proposent une nouvelle méthode pour déterminer si une exoplanète est habitable autour des étoiles naines de type M qui représentent environ 70% de la population galactique totale (par exemple les systèmes Proxima du Centaure et TRAPPIST-1).

Notons que ces modèles sont également utilisés par les climatologues pour mieux comprendre le climat et les changements climatiques (cf. La Terre, une planète fragile), à la différence que celui de Chen et ses collègues a été adapté aux besoins de la planétologie et tout spécialement de l'exobiologie. Grâce à ce modèle, les chercheurs ont construit une image plus complète de la façon dont le rayonnement UV d'une étoile interagit avec les gaz, y compris la vapeur d'eau et l'ozone, dans l'atmosphère d'une exoplanète. Les résultats de leurs travaux furent publiés dans l'"Astrophysical Journal" en 2019.

À l'aide de cet outil, les chercheurs ont redéfini les conditions qui rendent une exoplanète habitable en tenant compte du rayonnement de l'étoile et du taux de rotation de l'exoplanète. Dans leurs simulations, Horton et Chen ont découvert que le rayonnement d'une étoile joue un rôle décisif pour savoir si une planète est habitable ou non. Plus précisément, ils ont découvert que les exoplanètes en orbite autour d'étoiles actives - émettant beaucoup d'UV - sont peu propices à la vie car elles perdent une quantité importante d'eau par vaporisation. En revanche, les exoplanètes gravitant autour d'étoiles inactives ou "mortes" ont en théorie plus de chance de maintenir l'eau vitale à l'état liquide. Cela contraste fortement avec les recherches antérieures utilisant des modèles climatiques (parfois 1D) sans photochimie active.

Les chercheurs ont également constaté que de nombreuses exoplanètes dans la zone habitable ne pouvaient pas maintenir la vie en raison d'une couche d'ozone trop mince. Bien qu'ayant des températures de surface autrement habitables, la couche d'ozone de ces exoplanètes ne filtre pas suffisamment le rayonnement UV qui peut pénétrer dans le sol. Le niveau de rayonnement devient alors mortel pour la vie en surface. Selon Chen : "La photochimie 3D joue un rôle énorme car elle fournit de la chaleur ou du refroidissement, ce qui peut affecter la thermodynamique et peut-être la composition atmosphérique d'un système planétaire. Ces types de modèles n'ont pas vraiment été utilisés sur les exoplanètes rocheuses parce qu'ils sont très coûteux en calculs. D'autres modèles photochimiques étudiant des exoplanètes beaucoup plus grandes, telles que les géantes gazeuses et les Jupiters chauds, montrent déjà que l'on ne peut pas négliger la chimie lors de l'étude du climat".

A lire : Chimie atmosphérique et climat (PDF), G.Brasseur/MPI

Impact de la chimie atmosphérique terrestre sur le climat

Détecter les molécules prébiotiques

En admettant que ces modèles fonctionnent et que tous 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.

Prochain chapitre

Déterminer les propriétés physico-chimiques dans la zone habitable

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