A la recherche de planètes habitables

Identifier les biosignatures (III)

Dans notre quête de planètes habitables ou même habitées en dehors du système solaire, depuis les années 2010-2015, les chercheurs se sont de plus en plus concentrés sur les planètes ayant une enveloppe gazeuse, la présence d'une surface solide étant plus difficile à confirmer. Les données montrent-elles la présence d'une atmosphère ? Contient-elle des gaz tels que l'oxygène et le méthane qui, sur Terre, sont presque exclusivement les produits métaboliques de formes de vie ?

Grâce au télescope spatial JWST de la NASA lancé en 2021, les astronomes peuvent non seulement caractériser les atmosphères des super-Neptunes et autres géantes gazeuses mais également et pour la première fois analyser les signaux spectrographiques beaucoup plus faibles des atmosphères de planètes rocheuses.

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.

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.

Un observateur à la recherche de traces de vie qui découvrirait la Terre par des moyens spectraux constaterait que notre planète émet de l'oxygène et du méthane. Sans même devoir le détecter, il sait que la réaction entre ces deux gaz produit de l'eau et du gaz carbonique selon la réaction suivante :

Cela ne prouve pas que de la vie existe mais ces substances sont très favorables au développement de la vie et constituent donc des indice forts en sa faveur. Il faudra toutefois que le visiteur explore la Terre, sonde son atmosphère, ses eaux et creuse son sol pour confirmer qu'il a bien découvert une planète habitée. D'ailleurs dans cet exemple, des structures artificielles lui confirmeront vite qu'il n'est pas seul dans l'univers.

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 du formaldéhyde (CH₂O), une 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.

A gauche, 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. Mais cela signifie également que même sur Terre, nous avons des difficultés pour reconnaître des formes de vie. Alors imaginez sur une autre planète... A droite, une brume atmosphérique contenant de l'eau, de l'oxygène et des molécules organiques mais qui ne sont pas associées à la présence de vie. Documents LPI et C.He et al. (2018) adapté par l'auteur.

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 (PO₄^3-), 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.

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 K6 V 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 G2 V.

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 G2 V, et un S/N = 20 pour la même planète en orbite autour d'une étoile K6 V.

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 TRAPPIST-1, Gliese 251, Gliese 581 et Wolf 1061 qui abritent également une ou plusieurs exoplanètes dont certaines évoluent dans la zone habitable sont également des candidates intéressantes qu'on peut ajouter à cette liste. Ceci dit, beaucoup d'entre elles sont invivables en raison de l'intense activité de l'étoile.

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 de la vie sur une exoplanète ou pour commencer les principales biosignatures, les bioastronomes doivent réaliser des observations sur le terrain et des expériences 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.

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.

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.

Comme dans le cas de l'oxygène précité, les biosignatures qu'on détecterait 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).

Illustrations de deux systèmes planétaires qui se sont formés autour d'étoiles naines rouges de type M. A gauche, TRAPPIST-1 (M8 V) située à 39.5 a.l. dans la constellation du Verseau comprend 7 exoplanètes dont 3 planètes "habitables", b, c, d, d'une taille voisine de celle de la Terre. Ce sont les plus proches de l'étoile mais elles reçoivent aussi le plus de radiations. A droite, Gliese 251 (M3.0 Ve) située à 18.2 années-lumière dans la constellation des Gémeaux et sa super-Terre Gliese 251 b de 4x la masse de la Terre. Documents T.Lombry.

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 exobiologistes (astrobiologistes) 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.

Prochain chapitre

Comment les étoiles variables distribuent le carbone