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A la recherche de planètes habitables

Déterminer les propriétés physico-chimiques dans la zone habitable (II)

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.

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 581 c 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.

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.

Exclure les exoplanètes toxiques de la zone habitable

Selon une étude publiée par le postdoctorant Edward W. Schwieterman de l'Institut d'astrobiologie de la NASA et ses collègues dans "The Astrophysical Journal" en 2019, les scientifiques devront peut-être repenser leurs estimations du nombre d'exoplanètes qui pourraient abriter une riche diversité de formes de vie. Selon les chercheurs, une accumulation de gaz toxiques dans l'atmosphère de la plupart des exoplanètes les rend impropres à la vie complexe telle que nous la connaissons.

La définition de la zone habitable convient aux formes de vies élémentaires commes les microbes mais pas aux créatures complexes telles que les animaux, qui incluent tout le reste, des simples éponges et des moussses jusqu'aux humains car elle ne prend pas en compte certains paramères vitaux.

Les résultats de cette étude montrent que la combinaison des concentrations de certains gaz toxiques réduit la zone de sécurité pour la vie complexe d'au moins la moitié - et même, dans certains cas, l’élimine. Selon le biogéochimiste Timothy Lyons, coauteur et scientifique principal de cette étude, "c’est la première fois que l’on considère que les limites physiologiques de la vie sur Terre permettent de prédire la distribution d’une vie complexe ailleurs dans l’univers."

Selon Lyons, "une zone habitable pour la vie complexe est définie comme une zone sûre où il serait plausible de préserver des écosystèmes aussi riches que ceux que nous trouvons de nos jours sur Terre. Nos résultats indiquent que des écosystèmes complexes comme le nôtre ne peuvent pas exister dans la plupart des régions de la zone habitable telle que définie traditionnellement."

En utilisant des modèles informatiques pour étudier le climat atmosphérique et la photochimie sur diverses exoplanètes, l'équipe s'est d'abord intéressée au dioxyde de carbone. Tout plongeur sous-marin sait qu'une trop forte concentration de ce gaz dans le corps peut être mortelle. Mais les exoplanètes trop éloignées de leur étoile hôte ont besoin de l'effet de serre du dioxyde de carbone pour maintenir les températures au-dessus de zéro, la Terre incluse.

A gauche, tableau résumant les concentrations atmosphériques estimées du CO autour d'étoiles sélectionnées en fonction du flux de CO en surface (Fco) comparé à celui de la Terre de nos jours (par exemple, Fco = 1 pour le flux terrestre actuel de 3x1011 cm2/s). NB. Les concentrations de CO < 1 ppm sont indiquées en vert, les valeurs comprises entre 1-100 ppm en jaune et les valeurs > 100 ppm en rouge. A droite, les limites de flux stellaires (S/So) pour la ZH conservatrice traditionnelle (Kopparapu et al., 2013) et la "Zone habitable pour la vie complexe" supposent des concentrations de CO2 limites de 0.01 bar (bleu foncé), 0.1 bar (bleu ciel) et 1 bar (bleu pâle). Les limites orange représentent les basses températures effectives stellaires où les conditions photochimiques peuvent prolonger la durée de vie du CO au-delà des limites admissibles à court terme pour les humains (> 100 ppm) dans la ZH, en supposant un flux moléculaire net à la surface de 3x1011 molécules/cm2/s. Les positions de plusieurs exoplanètes connues dans la ZH sont également mentionnées. Documents E.W. Schwieterman et al. (2019) adaptés par l'auteur.

Selon Schwieterman, "pour maintenir de l’eau liquide à la périphérie de la zone habitable conventionnelle, une exoplanète aurait besoin de dizaines de milliers de fois plus de dioxyde de carbone que la Terre. Cela dépasse de loin les niveaux connus de toxicité pour la vie humaine et animale sur la Terre."

Les chercheurs concluent que la seule toxicité du dioxyde de carbone limite la vie animale simple à plus de la moitié de la zone habitable traditionnelle. Pour les humains et les autres animaux d'ordre supérieur qui sont plus sensibles, la zone de sécurité se réduit à moins du tiers de cette surface.

De plus, il n'existe pas de zone de sécurité pour certaines étoiles, notamment les deux plus proches voisins du Soleil, Proxima du Centaure et TRAPPIST-1. Le type spectral et l'intensité du rayonnement ultraviolet émis par ces étoiles plus froides et moins lumineuses peuvent conduire à des concentrations élevées de monoxyde de carbone, un autre gaz mortel. Le monoxyde de carbone se lie à l'hémoglobine contenue dans le sang animal qui transporte l'oxygène à travers le corps. Même de petites quantités peuvent provoquer la mort des cellules du corps en raison du manque d'oxygène.

Le monoxyde de carbone ne peut pas s'accumuler sur Terre parce que notre Soleil plus chaud et plus brillant entraîne des réactions chimiques dans l'atmosphère qui le détruisent rapidement. Bien que l'équipe ait conclu précédemment (cf. E.W. Schwieterman et al., 2015) que les biosphères microbiennes pourraient bien s'épanouir sur une planète riche en monoxyde de carbone, Schwieterman souligne que "ces sites ne seraient certainement pas de bons endroits pour la vie humaine ou animale telle que nous la connaissons sur Terre."

Selon Christopher Reinhard de l'Institut de Technologie de Géorgie et coauteur de cette étude, "nos découvertes fournissent un moyen de décider laquelle de ces myriades d'exoplanètes devrait être observée de manière plus détaillée. Autrement, nous pourrions identifier des exoplanètes a priori habitables mais présentant en réalité des niveaux de dioxyde de carbone ou de monoxyde de carbone probablement trop élevés pour supporter une vie complexe."

Les résultats des travaux précédents réalisés par l'équipe ont déjà servi de base aux missions spatiales de la prochaine génération, telles que l’Observatoire des exoplanètes habitables (HabEx) proposé par la NASA. Par exemple, comme l’oxygène est essentiel à la vie complexe sur Terre et peut être détecté à distance, l’équipe a étudié son potentiel dans les atmosphères de différentes planètes (cf. S.L. Olson et al., 2018). On reviendra sur cette biosignature.

Hormis la Terre, aucune planète du système solaire n'héberge une vie qui puisse être caractérisée à distance. Selon Schwieterman, si la vie existe ailleurs dans le système solaire, elle se situe au-dessous d'une surface rocheuse ou glacée. Les exoplanètes pourraient donc être notre meilleur espoir de trouver des mondes habitables plus proches des nôtres.

Telles sont quelques unes des multiples pistes et questions ouvertes 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 des différents programmes de recherches.

Les exoplanètes hycéanes

Les exoplanètes hycéanes, contraction d'hydrogène et océan (que certains appellent hycéennes), sont une nouvelle sous-catégorie de mini "Neptunes chaudes" jusqu'à 2.6 fois plus grandes et jusqu'à 10 fois plus massives que la Terre. La température maximale de leur atmosphère est d'environ 200°C pour une pression atmosphérique qui peut être 1000 fois supérieure à celle de la Terre. Elles sont recouvertes d'un océan et d'une atmosphère riche en hydrogène. Elles comptent parmi les exoplanètes les plus favorables à la recherche de la vie, à condition que les plus grands télescopes puissent y détecter des biosignatures (cf. N.Madhusudhan et al., 2021).

La zone habitable (ZH) des exoplanètes hycéanes et ses limites. Document N.Madhusudhan et al. (2021) adapté par l'auteur.

Sachant que les biomarqueurs comme l'oxygène et l'ozone sont difficiles voire impossibles à identifier dans les atmosphères riches en hydrogène, Nikku Madhusudhan et ses collègues proposent de soumettre les exoplanètes hycéanes à une nouvelle checklist des composés liés à la vie, en se concentrant sur les gaz potentiels libérés par les microbes au cours des processus métaboliques, tels que le chlorométhane (CH3Cl) et le sulfure de diméthyle (ou diméthylsulfure alias DMS, (CH3)2S).

Selon les chercheurs, les exoplanètes hycéanes présentent des propriétés tellement variées qu'elles pourraient soutenir la vie de différentes manières. Par conséquent, les exoplanètes hycéanes devraient être considérablement plus nombreuses que celles identifiées jusqu'à présent comme planètes habitables. De même, leur zone habitable peut être considérablement plus large que celle des planètes rocheuses, élargissant l'éventail des lieux potentiellement propices à la vie.

Les exoplanètes hycéanes semblent si prometteuses que les chercheurs ont créé deux sous-catégories : les mondes "Hycéans froids" situés en bordure extérieurs de la zone habitable et recevant si peu de lumière qu'ils se refroidissent (mais pas trop); les mondes "Hycéans sombres" (ou hycéens sombres) situés légèrement en deça de la limite intérieure de la zone habitable où la face de l'exoplanète opposée à l'étoile pourrait être habitable même si la face éclairée est trop chaude.

Concernant l'habitabilité, une exoplanète hycéane sans cycles géochimiques pour réguler la composition chimique de son atmosphère - comme le cycle carbonate-silicate le fait sur la Terre - deviendrait rapidement inhospitalière. Ensuite, il y a l'activité stellaire comme les éjections de masse coronale et les puissants vents stellaires, qui représentent tous deux un obstacle majeur au développement de la vie à la surface de toute planète. De plus, les exoplanètes hycéanes doivent maintenir leurs énormes masses d'eau sur de longues périodes de temps. Or plus une planète est proche de la limite intérieure de la zone habitable d'une étoile, plus cette possibilité s'amenuise.

Malgré ces nombreux obstacles, Madhusudhan insiste sur le fait que les exoplanètes hycéanes sont des "cibles optimales" pour les futures études d'habitabilité. Elles sont relativement nombreuses par rapport aux exoplanètes telluriques et représentent une grande partie de toutes les exoplanètes connues. De plus, les atmosphères des exoplanètes hycéanes sont constituées de molécules plus légères et plus faciles à détecter avec les instruments actuels.

Toutes ces découvertes évoluent dans le bon sens. En effet, même si nous ne découvrons jamais d'organismes vivants, l'optimisme avec lequel les chercheurs élaborent les modèles d'habitabilité sur les exoplanètes hycéanes soulève d'importantes questions sur la vie dans l'univers. Jusqu'à présent, beaucoup pensaient que la vie avait une infirme probabilité de se développer ailleurs dans l'univers. Aujourd'hui, il semble que ses chances soient un peu plus élevées.

Rechercher les étoiles propices au développement de la vie

Afin que nous puissions évaluer l’habitabilité d’une exoplanète tellurique, ce qu'on appelle l'indice d'habitabilité planétaire, l'exoplanète doit se trouver suffisamment près du système solaire pour que nous puissions braquer sur elles nos plus puissants instruments d’investigation.

Une bonne méthode pour trouver des exoplanètes dans la zone habitable est de mesurer la vitesse radiale des systèmes planétaires les plus proches, une méthode inventée par les astronomes suisse Mayor et Queloz.

Découvrez des exoplanètes : Planet hunters (application Zooniverse)

A gauche, les mesures Doppler de l'étoile naine brune GJ 436 (M2.5V) obtenues à l'Observatoire Keck ont permis d'estimer la vitesse radiale de son compagnon planétaire qui suit un mouvement d'oscillation périodique compatible avec les lois de Kepler sur le mouvement orbital. Sa période est de 2.6 jours, sa vitesse radiale de 18.1 m/s, son excentricité 0.12 (voisine de zéro) pour une masse estimée à 0.067 fois celle de Jupiter ou 1.2 fois celle de Neptune ou encore 21 fois celle de la Terre. L'étoile naine hôte de 0.42 masse solaire est âgée d'au moins 3 milliards d'années. Documents ApJ Dec 2004 et K.M.Penev et al./HATSouth network.

Cette méthode spectroscopique permet de détecter toute perturbation induite par l’attraction gravitationnelle d’une éventuelle planète en orbite autour de l’étoile en mesurant son effet Doppler. Ce projet est en cours depuis quelques années et donne d'excellents résultats.

La détection directe d'exoplanètes telluriques est très difficile à la fois en raison de leur faible luminosité et leur faible séparation angulaire par rapport à l’étoile centrale.

Lorsqu’une exoplanète est détectée, des observations réparties tout au long de son "année" permettent de déterminer sa période orbitale ainsi que sa distance à son étoile. Ces paramètres permettent déjà d’avoir quelques indices sur la température de la planète, par exemple si elle réside ou non dans la zone habitable de l’étoile.

Outre la nature du sol et des interactions possibles avec son étoile évoqués précédemment, un autre paramètre clé est la taille de la planète, et donc sa masse. Même si cette exoplanète orbite dans la zone habitable, nous savons qu'elle n’est pas viable pour autant. En effet, rien que sur le plan gravitationnel, si sa masse est trop petite, elle ne pourra jamais retenir son atmosphère, tandis qu’une planète trop massive présentera une atmosphère si épaisse que la lumière de son étoile n’atteindra jamais sa surface. Bien sûr, des créatures peuvent vivre dans pénombre du terminateur ou même dans l'obscruité totale, mais pour en avoir la certitude il faudra débarquer sur ces éventuelles exoploanètes.

A voir : Transit Method For Detecting Planets, NASA

Simulation de l'oscillation périodique d'une étoile en interaction gravitationnelle autour de son centre de mase ou barycentre. Ce mouvement périodique permet de prédire l'existence d'une exoplanète et de calculer sa masse car sans sa présence l'étoile serait immobile. Document NASA.

La masse de la planète détermine également la probabilité d’existence de plaques tectoniques qui, en retour peuvent jouer un rôle important dans le recyclage des matériaux de surface et donc affecter les conditions physico-chimiques qui prédisposent à l’apparition et au développement de la vie.

Si on découvre des exoplanètes semblables à la Terre en orbite autour des étoiles proches, leur masse et leur chimie atmosphérique et de surface devront directement être déterminées grâce aux nouveaux télescopes orbitaux dont la résolution sera au moins 50 fois supérieure à celle du télescope Hubble. Dans le cas inverse la taille de l’exoplanète devait au moins être estimée soit à partir des données relevées dans le proche infrarouge soit à partir de son albedo. Enfin, à partir de la taille de l’exoplanète et connaissant la relation entre taille, masse et environnement thermique des planètes telluriques, on pourra raisonnablement estimer la masse de la planète. De beaux défis en perspectives.

Identifier les biosignatures

Par biosignature, on entend un signal (spectral, photométrique ou temporel) dont l’origine requiert un agent biologique. Pour découvrir des traces passées ou présentes de vie au-delà du système solaire, nous devons identifier des biosignatures fiables et apprendre de quelle manière les mesurer dans l’environnement des exoplanètes.

Découverte sur les bords du lac de Grand Prismatic Spring dans le parc de Yellowstone en 2002, cette structure mesure environ 30 cm de longueur. Les biologistes pensent qu'il s'agirait d'une colonie de bactéries. Si elle était ensevelie dans l'argile et préservée, elle serait considérée comme un biomarqueur car on voit mal comment elle se formerait autrement. Document LPI.

Les planètes peuvent bien sûr abriter des structures non biologiques qui ressemblent voire copient les biosignatures. Il faut donc en avoir une compréhension aussi parfaite que possible pour éviter les mauvaises surprises. Tout le monde sait qu’un cristal en croissance présente quelques signes assez proche d’un organisme vivant, mais il est bel et bien inerte.

En dressant la liste des biosignatures et de leurs « imitations » non-biologiques nous devons embrasser une grande diversité de biota et de conditions physico-chimiques à travers l’univers, dont le nombre dépasse probablement de loin la diversité terrestre.

Lorsque ces signatures de la vie seront identifiées, nous pourrons les utiliser pour détecter d’éventuelles traces de vie présente ou passée sur d’autres planètes en orbite autour des étoiles proches.

L'oxygène

A posteriori, l’une des biosignatures les plus importantes est l’oxygène. Sur Terre, ce gaz est produit par la photosynthèse assurée par les micro-organismes marins (cyanobactéries et phytoplancton) et les plantes vertes qui utilisent la lumière du Soleil pour convertir le dioxyde de carbone et l’eau en hydrates de carbone. Une fois créé, l’oxygène moléculaire peut se combiner avec d’autres molécules dans un processus d’oxydation, ce qui tend à faire disparaître sa signature spectrale à moins que son taux de concentration soit entretenu par un processus continu, ce qui est le cas sur Terre à travers la photosynthèse.

Ainsi une concentration importante d’oxygène, de vapeur d’eau et dioxyde de carbone suggère fortement que la vie est présente. L’oxygène moléculaire est détectable dans la partie rouge du spectre tandis que l’ozone produit par photolyse est détectable dans les parties visible et infrarouge du spectre.

La recherche des biosignatures de l’oxygène ou de l’ozone est l’une des principaux objectifs des futures missions spatiales consacrées à l'exobiologie.

Le faux positif

Mais ne nous réjouissons pas trop vite. La présence d'oxygène dans l'atmosphère d'une exoplanète ne suffit pas à prouver que la vie s'y est développée. En effet, dans un article publié dans la revue "ACS Earth and Space Chemistry" en 2018, Chao He de l'Université Johns Hopkins (JHU) et ses collègues ont montré que la photochimie induite par le flux UV stellaire et l'activité électrique (plasma) sur des gaz atmosphériques classiques pourraient produire des particules de brume dans différents types d'atmosphères exoplanétaires (les simulations ont été réalisées avec des atmosphères riches en hydrogène, en eau et en dioxyde de carbone à 300, 400 et 600 K). Comme on le voit dans le diagramme ci-dessous, cette brume contient notamment de l'oxygène et des molécules organiques, démontrant que la production photochimique est l'une des sources abiotiques de ces biosignatures potentielles. Ces expériences suggèrent que la présence simultanée de substances organiques et d'oxygène pourrait être faussement identifiées comme des biosignatures.

Le méthane et les dérivés azotés

Une autre biosignature potentielle est celle du méthane (CH4), un gaz qui est produit par les organismes vivants, mais il peut également avoir une origine non biologique. Une autre biosignature est l'oxyde d'azote - le monoxyde d'azote (NO) et le dioxyde d'azote (NO2) - qui est produit par les organismes vivants et par les processus de combustion (les industries, les moyens de transport). Malheureusement, ces gaz ne sont pas très abondants dans l’atmosphère terrestre – leur signature spectrale est faible – et leur détection sur une exoplanète semblable à la Terre nécessitera probablement l’utilisation d'une nouvelle génération de détecteurs.

La phosphine

Sur Terre, la phosphine, PH3, est associé aux écosystèmes anaérobies, et en tant que tel, il s'agit d'un gaz de biosignature potentiel dans les exoplanètes anoxiques. En 2020, des astronomes ont détecté de la phosphine sur Vénus avec une abondance de 20 ppb.

Comme d'autres gaz, la phosphine peut s'accumuler plus facilement sur les planètes faiblement exposées aux UV, par exemple les exoplanètes en orbite autour des naines M protégées ou non par un écran UV photochimique.

La phosphine n'a pas encore été évaluée comme biosignature (cf. S.Seager et al., 2020) car dans l'atmosphère terrestre, c'est un gaz à l'état de trace. De nos jours, environ 10% du phosphore présent dans l'atmosphère terrestre est sous forme de PH3; la principale forme de phosphore est le phosphate (PO43-), principalement sous forme d'acide phosphorique (H3PO4, cf. J.Elm et al., 2017). Bien que la phosphine se trouve partout dans l'atmosphère terrestre, son abondance atmosphérique est largement variable, les régions à forte concentration contenant parfois 10000 fois plus de phosphine que les zones à faible concentration (cf. M.Pasek et al., 2014).

Il est possible que les biosphères des explanètes puissent accumuler des niveaux de PH3 détectables. En particulier, les biosphères anoxiques où la vie ne serait pas fortement dépendante de l'oxygène pourraient produire du PH3 en quantités significativement plus élevées que sur la Terre moderne (cf. W.Bains et al., 2019).

Les observations astronomiques montrent que la phosphine est spectroscopiquement active et présente dans les atmosphères des planètes géantes comme Jupiter (4.8 ppm) et Saturne (15.9 ppm) et dans les atmosphère stellaires des étoiles carbonées. Dans les naines T et les planètes géantes, le PH3 devrait contenir l'intégralité du phosphore de l'atmosphère dans les couches profondes de l'atmosphère (cf. C.Visscher et al., 2006), où il est suffisamment chaud pour faciliter sa formation.

Cette surabondance de phosphine se produit parce que les échelles de temps d'équilibre chimique sont longues par rapport aux échelles de temps convectives (cf. Noll et Marley, 1997). Le PH3 se forme dans les couches profondes les plus chaudes de l'atmosphère (températures d'au moins 800 K) et est mélangé vers le haut, de sorte qu'il se forme de la phosphine au sommet des nuages. Dans tous les astres où la phosphine a été détectée jusqu'à présent, à l'exception de la Terre, il existe des régions où les températures sont suffisamment élevées pour que cette molécule soit l'espèce de phosphore thermodynamiquement favorisée.

Dans les années 1970, des exobiologistes postulèrent que les espèces de phosphore élémentaire provenant de la photolyse de la phosphine étaient responsables de la coloration rouge de la Grande Tache Rouge de Jupiter et d'autres chromophores joviens (cf. Prinn et Lewis, 1975). Mais cette hypothèse n'a pas reçu le support de leurs collègues et n'a jamais été prouvée in situ.

La phosphine n'a pas été détectée dans les couches observables d'Uranus et Neptune, bien que ces planètes aient des couches suffisamment chaudes pour produire de la phosphine et de forts courants convectifs qui pourrait transporter ces molécules à des altitudes observables. Les observations placent l'abondance P/H dans Uranus et Neptune à une limite supérieure inférieure à 10% du P/H solaire, ce qui est significativement plus bas que prévu (cf. N.Teanby et al., 2019).

Les biosignatures favorables aux naines K

Giada N. Arney du centre Goddard de la NASA publia en 2019 un article dans "The Astrophysical Journal Letters" dans lequel elle décrit l'avantage que présentent les étoiles naines de classe spectrale K dans la recherche directe de biosignatures sur les exoplanètes.

Panneau supérieur : les spectres stellaires utilisés dans les simulations de G.Arney. Panneau inférieur : les longueurs d’ondes UV stellaires avec les cross sections UV (coupes transversales) des signatures du CH4, O2 et O3.

Nous avons expliqué que l'oxygène et le méthane sont considérés comme les biosignatures canoniques de la Terre actuelle et la détection simultanée de ces gaz dans une atmosphère planétaire est une biosignature particulièrement significative. Cependant, ces gaz peuvent être difficiles à détecter ensemble dans les atmosphères planétaires car les radicaux d'oxygène photochimiques détruisent le méthane par la réaction :

CH4 + OH CH3 + H2O

Des travaux antérieurs (cf. Segura et al., 2005; Meadows et al., 2016) ont montré que la durée de vie photochimique du méthane dans les atmosphères oxygénées est plus longue autour des naines de classe M mais l'habitabilité d'une planète naine peut être entravée par une activité et une évolution stellaires extrêmes.

Arney a utilisé un modèle photochimique-climatique 1D pour montrer que les étoiles naines de classe K offrent une durée de vie photochimique du méthane plus longue en présence d'oxygène par rapport aux nains de classe G. Ainsi, selon ce modèle, une planète en orbite autour d'une étoile K6V peut supporter environ un ordre de grandeur de plus de méthane dans son atmosphère par rapport à une planète équivalente en orbite autour d'une étoile G2V.

Par conséquent, dans les spectres d'exoplanètes en orbite autour d'étoiles naines K, de fortes raies de l'oxygène et du méthane pourraient être observées aux longueurs d'onde visibles et proche infrarouge. Etant donné que les naines K sont plus faibles que les naines G, elles offrent un meilleur rapport de contraste planète-étoile, améliorant le rapport signal/bruit des images. L'auteur prend l'exemple d'une observation de 50 heures d'une planète située à 7 pc (~23 a.l.) avec un télescope de 15 m qui donne un S/N = 9.2 proche de 1 µm pour une planète en orbite autour d'une étoile de type solaire G2V, et un S/N = 20 pour la même planète en orbite autour d'une étoile K6V.

Selon Arney, des naines K d'âge moyen telles que 61 Cygni A/B, Epsilon Indi, Groombridge 1618 et HD 156026 peuvent constituer d'excellentes cibles pour les recherches de biosignature à venir. Affaire à suivre.

Ceci dit, ce point de vue n'exclut pas le fait que les naines de classe M comme Gliese 581 et Wolf 1061 qui abritent également des exoplanètes dont certaines dans la zone habitable sont également des candidates intéressantes qu'on peut ajouter à cette liste.

2500 signatures biogéniques

En quelques années l'astrophysicienne Sara Seager, spécialiste des exoplanètes au MIT et ses collègues ont compilé une liste de 14000 composés qui pourraient exister sous forme gazeuse à des températures "habitables", c'est-à-dire entre les points de congélation et d'ébullition de l'eau. Pour pouvoir gérer cette liste, ils l'ont restreinte à de petites molécules ayant au maximum 6 atomes différents de l'hydrogène. Cela représente environ 2500 molécules constituées d'atomes biogènes (H, C, N, O, P, S) et environ 600 molécules produites par la vie sur Terre. Selon les chercheurs, si on détecte des niveaux élevés de l'un de ces gaz, s'ils ne peuvent pas être expliqués par des processus non biologiques, ils pourrait être le signe d'une biologie extraterrestre.

Rappelons que dans un article publié dans la revue "Nature Astronomy" en 2020, Seager et ses collègues ont montré que la bactérie Escherichia coli (qui est aérobie dans des conditions normales) et une levure (un champignon unicellulaire généralement anaérobie) pouvaient se développer dans une atmosphère composée à 100% d'hydrogène. Certes leur croissance était beaucoup plus lente mais elles continuaient à se multiplier. Cette découverte élargit l'éventail des niches écologiques potentiellement viables pour des micro-organismes avec ou sans noyau.

Evaluer et simuler

Pour identifier les principales biosignatures, les bioastronomes doivent réaliser des observations sur le terrain et en laboratoire mais également effectuer des simulations théoriques afin de déterminer les relations entre les structures et les fonctions des écosystèmes microbiens et les produits gazeux qu’ils produisent.

Les écosystèmes similaires à l’ancienne biosphère terrestre (c’est-à-dire basés sur la chimiosynthèse, la photosynthèse réductrice, les communautés thermophiles et souterraines, etc) devraient également être inclus dans cette étude puisque tout indique que sur Terre ils ont participé et participent encore au développement de la vie dans les milieux hostiles ou pour le moins éloignés des conditions ordinaires de survie.

Les effets de paramètres aussi importants que la température et l’abondance de l’eau, du gaz carbonique et de l’oxygène devraient être évalués car ils varient au cours de l’évolution d’une planète. Les processus écologiques qui ont été affectés par l’oxygène libéré par la photosynthèse jouent un rôle clé, non seulement parce qu’ils déterminent le taux net d’oxygène de l’atmosphère, mais également parce que la photosynthèse est potentiellement capable de produire des taux importants de gaz biotiques, y compris des espèces réductrices.

Les planètes habitables sont géologiquement actives et c’est la raison pour laquelle elle peuvent créer des entités non biologiques simulant des biosignatures.

Les processus hydrothermaux par exemple qui se manifestent sur une exoplanète peuvent former une écorce tellurique plus réductrice que ce que la Terre peut produire à partir du méthane et à des taux comparables aux taux biologiques terrestres. Pour citer un autre exemple, les processus non biologiques produisant de l’oxygène peuvent être suffisamment productifs pour atteindre des seuils où ils sont détectables dans l’atmosphère d’une planète géologiquement moins active que la Terre. C’est pourquoi il est impératif de déterminer les conditions environnementales de toute exoplanète sur laquelle des biosignatures auraient été identifiées.

Biosignatures dans le spectre visible de la Terre. Ces profils spectraux permettent de savoir à distance si une planète supporte ou non des conditions compatibles avec la vie. A gauche et au centre, le profil spectral indique la température de la planète et qu'elle permet l'existence d'eau liquide; la forte absorption du gaz carbonique indique que la planète possède une atmosphère; la bande de l'ozone signifie qu'il existence beaucoup d'oxygène, probablement produit par la vie; enfin, les bandes de l'eau indique que l'eau est abondante, indiquant qu'il y a un océan. Documents TPF/JPL et N.J. Woolf et al. (2002). A droite, en même temps que l'étude de Woolf et consorts, un travail similaire et plus complet sur le spectre de la lumière cendrée a été réalisé en France par L. Arnold et al. La courbe de droite indique sans équivoque que la Terre est une "planète bleue" avec une très forte réflexion de la lumière dans les courtes longueurs d'ondes en raison de la couleur du ciel ainsi qu'une variation typique d'intensité provoquée par la végétation qui commence vers 725 nm. Documents L.Arnold et al. (2002) dont voici la version PDF.

Comme dans le cas de l'oxygène précité, les biosignatures qu'on détecteraient dans les atmosphères et sur les surfaces planétaires ou exoplanétaires peuvent être altérées chimiquement par l'effet de la lumière et d’autres réactions qui se manifestent dans les atmosphères gazeuses ainsi que dans les nuages de la basseatmosphère. Ces gaz peuvent également être transportés dans la haute atmosphère et subir des réactions additionnelles.

Enfin, même dans la zone habitable, les biosignatures peuvent avoir un cycle de vie très court en raison de l'activité géologique très active en surface (cf. Tau Ceti) ou celle de l'activité intense de l'étoile (cf. Proxima du Centaure ou TRAPPIST-1).

Les questions qui sont posent dans ce contexte sont donc de savoir quelles sont les biosignatures qui peuvent survivre à ces processus atmosphériques (une chimie particulièrement extrême) ou aux processus stellaires (par exemple des éruptions fréquentes et puissantes de l'étoile hôte) ? Et sous quelle forme chimique ces éléments abiotiques, prébiotiques ou vivants survivent-ils ? Enfin, comment leur survie ou leur transformation varie-t-elle en fonction de la structure verticale de l’atmosphère, de sa composition, de la température, de la circulation et de la quantité de nuages ?

Tant les études en laboratoire que les simulations sont nécessaires pour explorer les propriétés d’éventuelles exoplanètes habitables dont la structure serait différente de celle de notre propre atmosphère. Parmi celles-ci citons les atmosphères pauvres ou manquant d’oxygène moléculaire et/ou comprenant des nuages de composition variable, y compris des constituants que l’on rencontre à la limite de la zone habitable (par exemple des nuages denses d’eau en suspension, des nuages de gaz carbonique) ou sur une planète très jeune.

Sur base des connaissances que nous avons de l’évolution de la vie sur Terre, on s’attend à ce que les signatures spectrales de la vie sur une autre planète dépendent essentiellement de l’âge de la planète. Les chercheurs en astrobiologie de la NASA comptent parmi les experts les plus compétents en cette matière et devront aider les chercheurs à expertiser de quelle manière ces signes de vie peuvent apparaître à différents stades de l’évolution d’une planète, y compris sur les planètes dont les propriétés et l’évolution sont différentes de celles de la Terre.

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Comment les étoiles variables distribuent le carbone

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