Habitabilité planétaire - Planetary habitability

Comprendre l'habitabilité planétaire est en partie une extrapolation des conditions sur Terre, car c'est la seule planète connue pour abriter la vie .

L'habitabilité planétaire est la mesure du potentiel d'une planète ou d'un satellite naturel à développer et à maintenir des environnements propices à la vie . La vie peut être générée directement sur une planète ou un satellite de manière endogène ou y être transférée depuis un autre corps, par un processus hypothétique connu sous le nom de panspermie . Les environnements n'ont pas besoin de contenir de la vie pour être considérés comme habitables et les zones habitables acceptées ne sont pas les seules zones dans lesquelles la vie pourrait apparaître.

Comme l'existence de la vie au-delà de la Terre est inconnue, l'habitabilité planétaire est en grande partie une extrapolation des conditions sur Terre et des caractéristiques du Soleil et du Système solaire qui semblent favorables à l'épanouissement de la vie. Les facteurs qui ont soutenu des organismes multicellulaires complexes sur Terre et pas seulement des créatures unicellulaires plus simples sont particulièrement intéressants . La recherche et la théorie à cet égard sont une composante d'un certain nombre de sciences naturelles, telles que l' astronomie , les sciences planétaires et la discipline émergente de l' astrobiologie .

Une exigence absolue pour la vie est une source d' énergie , et la notion d'habitabilité planétaire implique que de nombreux autres critères géophysiques , géochimiques et astrophysiques doivent être remplis avant qu'un corps astronomique puisse supporter la vie. Dans sa feuille de route d'astrobiologie, la NASA a défini les principaux critères d'habitabilité comme "des régions étendues d'eau liquide, des conditions favorables à l'assemblage de molécules organiques complexes , et des sources d'énergie pour soutenir le métabolisme ". En août 2018, des chercheurs ont rapporté que les mondes aquatiques pourraient soutenir la vie.

Les indicateurs d'habitabilité et les biosignatures doivent être interprétés dans un contexte planétaire et environnemental. Pour déterminer le potentiel d'habitabilité d'un corps, les études se concentrent sur sa composition en vrac, ses propriétés orbitales , son atmosphère et ses interactions chimiques potentielles. Les caractéristiques stellaires importantes comprennent la masse et la luminosité , une variabilité stable et une métallicité élevée . Les planètes et les lunes terrestres rocheuses et humides avec un potentiel de chimie semblable à la Terre sont un objectif principal de la recherche astrobiologique, bien que des théories d'habitabilité plus spéculatives examinent parfois des biochimies alternatives et d'autres types de corps astronomiques.

L'idée que les planètes au-delà de la Terre pourraient héberger la vie est ancienne, bien qu'historiquement, elle ait été encadrée par la philosophie autant que par la science physique . La fin du 20e siècle a vu deux percées dans le domaine. L'observation et l' exploration par des engins spatiaux robotisés d'autres planètes et lunes du système solaire ont fourni des informations essentielles sur la définition des critères d'habitabilité et ont permis des comparaisons géophysiques substantielles entre la Terre et d'autres corps. La découverte de planètes extrasolaires , commençant au début des années 1990 et s'accélérant par la suite, a fourni des informations supplémentaires pour l'étude d'une éventuelle vie extraterrestre. Ces résultats confirment que le Soleil n'est pas unique parmi les étoiles à héberger des planètes et élargit l'horizon de recherche sur l'habitabilité au-delà du système solaire.

Comparaison de l'habitabilité de la Terre

La chimie de la vie a peut-être commencé peu de temps après le Big Bang , il y a 13,8 milliards d'années , à une époque habitable où l' Univers n'avait que 10 à 17 millions d'années. Selon l' hypothèse de la panspermie , une vie microscopique, distribuée par des météorites , des astéroïdes et d'autres petits corps du système solaire, pourrait exister dans tout l'Univers. Néanmoins, la Terre est le seul endroit de l'Univers connu pour abriter la vie. Les estimations des zones habitables autour d'autres étoiles, ainsi que la découverte de milliers de planètes extrasolaires et de nouvelles informations sur les habitats extrêmes sur Terre, suggèrent qu'il pourrait y avoir beaucoup plus d'endroits habitables dans l'Univers que ce qui était considéré comme possible jusqu'à très récemment. Le 4 novembre 2013, les astronomes ont rapporté, sur la base des données de la mission spatiale Kepler , qu'il pourrait y avoir jusqu'à 40 milliards de planètes de la taille de la Terre en orbite dans les zones habitables des étoiles semblables au Soleil et des naines rouges au sein de la Voie lactée . 11 milliards de ces planètes estimées pourraient être en orbite autour d'étoiles semblables au Soleil. La planète la plus proche pourrait être à 12 années-lumière , selon les scientifiques. En juin 2021, un total de 60 exoplanètes potentiellement habitables avaient été découvertes.

En août 2021, une nouvelle classe de planètes habitables, nommées « planètes hycéennes », qui implique « des planètes chaudes couvertes d'océans avec des atmosphères riches en hydrogène », a été signalée. Les planètes hycéennes pourraient bientôt être étudiées pour les biosignatures par des télescopes terrestres ainsi que des télescopes spatiaux , tels que le télescope spatial James Webb (JWST) dont le lancement est prévu plus tard en 2021.

Systèmes d'étoiles appropriés

Une compréhension de l'habitabilité planétaire commence par l'étoile hôte. La HZ classique est définie pour les conditions de surface uniquement ; mais un métabolisme qui ne dépend pas de la lumière stellaire peut toujours exister en dehors de la ZT, prospérer à l'intérieur de la planète où l'eau liquide est disponible.

Sous les auspices du SETI du projet Phoenix , les scientifiques Margaret Turnbull et Jill Tarter a développé le « HabCat » (ou catalogue de systèmes stellaires habitables) en 2002. Le catalogue a été formé par les vannage près de 120 000 étoiles de la plus grande Catalogue Hipparcos dans un noyau groupe de 17 000 étoiles potentiellement habitables, et les critères de sélection qui ont été utilisés fournissent un bon point de départ pour comprendre quels facteurs astrophysiques sont nécessaires aux planètes habitables. Selon des recherches publiées en août 2015, les très grandes galaxies pourraient être plus favorables à la formation et au développement de planètes habitables que des galaxies plus petites, comme la Voie lactée .

Cependant, ce qui rend une planète habitable est une question beaucoup plus complexe que d'avoir une planète située à la bonne distance de son étoile hôte pour que l'eau puisse être liquide à sa surface : divers aspects géophysiques et géodynamiques , le rayonnement, et le plasma de l'étoile hôte l'environnement peut influencer l'évolution des planètes et de la vie, s'il est originaire. L'eau liquide est une condition nécessaire mais pas suffisante pour la vie telle que nous la connaissons, car l'habitabilité est fonction d'une multitude de paramètres environnementaux

Classe spectrale

La classe spectrale d'une étoile indique sa température photosphérique , qui (pour les étoiles de la séquence principale ) est corrélée à la masse globale. La gamme spectrale appropriée pour les étoiles habitables est considérée comme "fin F" ou "G", à "mi-K". Cela correspond à des températures d'un peu plus de 7 000  K jusqu'à un peu moins de 4 000 K (6 700 °C à 3 700 °C) ; le Soleil, une étoile G2 à 5 777 K, est bien dans ces limites. Cette gamme spectrale représente probablement entre 5% et 10% des étoiles de la galaxie locale de la Voie lactée . Les étoiles "de la classe moyenne" de ce type ont un certain nombre de caractéristiques considérées comme importantes pour l'habitabilité planétaire :

  • Ils vivent au moins quelques centaines de millions d'années, permettant à la vie d'évoluer. Les étoiles de la séquence principale plus lumineuses des classes "O" et de nombreux membres des classes "B" vivent généralement moins de 500 millions d'années et dans des cas exceptionnels moins de 10 millions.
  • Ils émettent suffisamment de rayonnement ultraviolet à haute fréquence pour déclencher d'importantes dynamiques atmosphériques telles que la formation d' ozone , mais pas au point que l' ionisation détruise la vie naissante.
  • Ils émettent un rayonnement suffisant à des longueurs d'onde propices à la photosynthèse.
  • De l'eau liquide peut exister à la surface des planètes en orbite autour d'elles à une distance qui n'induit pas de blocage des marées .

Les étoiles de type K peuvent être capables de supporter une vie beaucoup plus longue que le Soleil .

La question de savoir si les étoiles naines rouges plus faibles des classes K et M tardives sont également des hôtes appropriés pour les planètes habitables est peut-être la question ouverte la plus importante dans l'ensemble du domaine de l'habitabilité planétaire compte tenu de leur prévalence ( habitabilité des systèmes naines rouges ). Gliese 581 c , une " super-Terre ", a été trouvée en orbite dans la " zone habitable " (ZH) d'une naine rouge et pourrait posséder de l'eau liquide. Cependant, il est également possible qu'un effet de serre le rende trop chaud pour soutenir la vie, tandis que son voisin, Gliese 581 d , peut être un candidat plus probable pour l'habitabilité. En septembre 2010, la découverte a été annoncée d'une autre planète, Gliese 581 g , en orbite entre ces deux planètes. Cependant, les critiques de la découverte ont mis en doute l'existence de cette planète, et elle est répertoriée comme "non confirmée". En septembre 2012, la découverte de deux planètes en orbite autour de Gliese 163 a été annoncée. L'une des planètes, Gliese 163 c , environ 6,9 fois la masse de la Terre et un peu plus chaude, était considérée comme se trouvant dans la zone habitable.

Une étude récente suggère que les étoiles plus froides qui émettent plus de lumière dans l'infrarouge et le proche infrarouge pourraient en fait héberger des planètes plus chaudes avec moins de glace et moins d'incidence d'états boule de neige. Ces longueurs d'onde sont absorbées par la glace et les gaz à effet de serre de leurs planètes et restent plus chaudes.

Une étude de 2020 a révélé qu'environ la moitié des étoiles semblables au Soleil pourraient héberger des planètes rocheuses potentiellement habitables. Plus précisément, ils ont estimé qu'en moyenne, la planète de la zone habitable la plus proche autour des étoiles de type G et K est à environ 6 parsecs, et il y a environ 4 planètes rocheuses autour des étoiles de type G et K à moins de 10 parsecs (32,6 années-lumière). du soleil.

Une zone habitable stable

La zone habitable (ZH) est une région de l'espace en forme de coquille entourant une étoile dans laquelle une planète pourrait maintenir de l'eau liquide à sa surface. Le concept a été proposé pour la première fois par l'astrophysicien Su-Shu Huang en 1959, sur la base des contraintes climatiques imposées par l'étoile hôte. Après une source d'énergie, l'eau liquide est largement considérée comme l'ingrédient le plus important pour la vie, étant donné à quel point elle fait partie intégrante de tous les systèmes de vie sur Terre. Cependant, si la vie est découverte en l'absence d'eau, la définition d'une ZS devra peut-être être considérablement élargie.

Le bord intérieur de la ZS est la distance à laquelle l' effet de serre galopant vaporise l'ensemble du réservoir d'eau et, comme second effet, induit la photodissociation de la vapeur d'eau et la perte d'hydrogène vers l'espace. Le bord extérieur de la HZ est la distance de l'étoile où un effet de serre maximum ne parvient pas à maintenir la surface de la planète au-dessus du point de congélation, et par CO
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condensation.

Une ZS « stable » implique deux facteurs. Premièrement, la portée d'un HZ ne devrait pas varier considérablement dans le temps. Toutes les étoiles augmentent en luminosité à mesure qu'elles vieillissent, et une HZ donnée migre donc vers l'extérieur, mais si cela se produit trop rapidement (par exemple, avec une étoile super-massive), les planètes peuvent n'avoir qu'une brève fenêtre à l'intérieur de la HZ et une chance proportionnellement plus petite de développer la vie. Le calcul d'une plage HZ et de son mouvement à long terme n'est jamais simple, car les boucles de rétroaction négatives telles que le cycle CNO auront tendance à compenser les augmentations de luminosité. Les hypothèses faites sur les conditions atmosphériques et la géologie ont donc un impact aussi important sur une plage HZ putative que l'évolution stellaire : les paramètres proposés de la HZ du Soleil, par exemple, ont fortement fluctué.

Deuxièmement, aucun corps de grande masse comme une géante gazeuse ne devrait être présent dans ou relativement près de la HZ, perturbant ainsi la formation de corps de la taille de la Terre. La matière dans la ceinture d'astéroïdes, par exemple, semble avoir été incapable de s'accréter en une planète en raison des résonances orbitales avec Jupiter ; si le géant était apparu dans la région qui se trouve maintenant entre les orbites de Vénus et de Mars , la Terre ne se serait presque certainement pas développée sous sa forme actuelle. Cependant, une géante gazeuse à l'intérieur de la HZ pourrait avoir des lunes habitables dans les bonnes conditions.

Dans le système solaire, les planètes intérieures sont terrestres et les extérieures sont des géantes gazeuses , mais les découvertes de planètes extrasolaires suggèrent que cet arrangement n'est peut-être pas du tout commun : de nombreux corps de la taille de Jupiter ont été trouvés en orbite proche de leur primaire, perturber les ZS potentielles. Cependant, les données actuelles sur les planètes extrasolaires sont susceptibles d'être biaisées en faveur de ce type (grandes planètes en orbite rapprochée) car elles sont beaucoup plus faciles à identifier ; il reste donc à voir quel type de système planétaire est la norme, voire s'il en existe un.

Faible variation stellaire

Les changements de luminosité sont communs à toutes les étoiles, mais la gravité de ces fluctuations couvre un large éventail. La plupart des étoiles sont relativement stables, mais une minorité significative d'étoiles variables subissent souvent des augmentations soudaines et intenses de la luminosité et par conséquent de la quantité d'énergie rayonnée vers les corps en orbite. Ces étoiles sont considérées comme de mauvais candidats pour héberger des planètes porteuses de vie, car leur imprévisibilité et les changements de production d'énergie auraient un impact négatif sur les organismes : les êtres vivants adaptés à une plage de température spécifique ne pourraient pas survivre à une trop grande variation de température. De plus, les augmentations de luminosité s'accompagnent généralement de doses massives de rayons gamma et de rayons X qui pourraient s'avérer mortelles. Les atmosphères atténuent de tels effets, mais leur atmosphère pourrait ne pas être retenue par les planètes en orbite autour de variables, car l'énergie à haute fréquence qui secoue ces planètes les priverait continuellement de leur enveloppe protectrice.

Le Soleil, à cet égard comme à bien d'autres, est relativement bénin : la variation entre sa production d'énergie maximale et minimale est d'environ 0,1 % sur son cycle solaire de 11 ans . Il existe des preuves solides (mais pas incontestées) que même des changements mineurs de la luminosité du Soleil ont eu des effets significatifs sur le climat de la Terre bien au cours de l'ère historique : le petit âge glaciaire du milieu du deuxième millénaire, par exemple, peut avoir été causé par un déclin à relativement long terme de la luminosité du Soleil. Ainsi, une étoile n'a pas besoin d'être une vraie variable pour que les différences de luminosité affectent l'habitabilité. Parmi les analogues solaires connus , celui qui ressemble étroitement au Soleil est considéré comme étant 18 Scorpions ; malheureusement pour les perspectives de vie existant à sa proximité, la seule différence significative entre les deux corps est l'amplitude du cycle solaire, qui semble être beaucoup plus grande pour 18 Scorpions.

Haute métallicité

Alors que la majeure partie de la matière dans n'importe quelle étoile est de l' hydrogène et de l' hélium , il existe une variation significative de la quantité d'éléments plus lourds ( métaux ). Une forte proportion de métaux dans une étoile est corrélée à la quantité de matière lourde initialement disponible dans le disque protoplanétaire . Une plus petite quantité de métal rend la formation de planètes beaucoup moins probable, selon la théorie de la nébuleuse solaire de la formation du système planétaire . Toutes les planètes qui se sont formées autour d'une étoile pauvre en métal seraient probablement de faible masse et donc défavorables à la vie. Des études spectroscopiques de systèmes où des exoplanètes ont été trouvées à ce jour confirment la relation entre une teneur élevée en métaux et la formation de planètes : « Les étoiles avec des planètes, ou du moins avec des planètes similaires à celles que nous trouvons aujourd'hui, sont clairement plus riches en métaux que les étoiles sans compagnons." Cette relation entre une métallicité élevée et la formation de planètes signifie également que des systèmes habitables sont plus susceptibles de se trouver autour des étoiles des jeunes générations, car les étoiles qui se sont formées au début de l' histoire de l' univers ont une faible teneur en métal.

Caractéristiques planétaires

Les lunes de certaines géantes gazeuses pourraient potentiellement être habitables.

Les indicateurs d'habitabilité et les biosignatures doivent être interprétés dans un contexte planétaire et environnemental. Le fait qu'une planète devienne habitable dépend de la séquence d'événements qui ont conduit à sa formation, qui pourrait inclure la production de molécules organiques dans les nuages ​​moléculaires et les disques protoplanétaires , la livraison de matériaux pendant et après l' accrétion planétaire , et l'emplacement orbital dans la planète. système. L'hypothèse principale sur les planètes habitables est qu'elles sont terrestres . De telles planètes, à peu près à un ordre de grandeur de la masse terrestre , sont principalement composées de roches silicatées et n'ont pas accumulé les couches externes gazeuses d' hydrogène et d' hélium trouvées sur les géantes gazeuses . La possibilité que la vie puisse évoluer au sommet des nuages ​​des planètes géantes n'a pas été définitivement exclue, bien qu'elle soit considérée comme peu probable, car elles n'ont pas de surface et leur gravité est énorme. Les satellites naturels des planètes géantes, quant à eux, restent des candidats valables pour accueillir la vie.

En février 2011, l' équipe de la mission de l'observatoire spatial Kepler a publié une liste de 1235 candidats planètes extrasolaires , dont 54 qui pourraient se trouver dans la zone habitable. Six des candidats dans cette zone sont plus petits que deux fois la taille de la Terre. Une étude plus récente a révélé que l'un de ces candidats (KOI 326.01) est beaucoup plus gros et plus chaud que ce qui a été rapporté pour la première fois. Sur la base des résultats, l'équipe Kepler a estimé qu'il y avait "au moins 50 milliards de planètes dans la Voie lactée" dont "au moins 500 millions" se trouvent dans la zone habitable.

En analysant quels environnements sont susceptibles de soutenir la vie, une distinction est généralement faite entre les organismes simples et unicellulaires tels que les bactéries et les archées et les métazoaires complexes (animaux). L'unicellularité précède nécessairement la multicellularité dans tout arbre de vie hypothétique, et là où des organismes unicellulaires émergent, rien ne garantit qu'une plus grande complexité se développera alors. Les caractéristiques planétaires énumérées ci-dessous sont considérées comme cruciales pour la vie en général, mais dans tous les cas, les organismes multicellulaires sont plus pointilleux que la vie unicellulaire.

Masse

Mars , avec son atmosphère raréfiée , est plus froide que la Terre ne le serait si elle était à une distance similaire du Soleil.

Les planètes de faible masse sont de mauvais candidats à la vie pour deux raisons. Premièrement, leur gravité moindre rend difficile la rétention de l' atmosphère . Les molécules constituantes sont plus susceptibles d'atteindre la vitesse de fuite et d'être perdues dans l'espace lorsqu'elles sont secouées par le vent solaire ou agitées par une collision. Les planètes sans atmosphère épaisse manquent de la matière nécessaire à la biochimie primitive , ont peu d'isolation et un mauvais transfert de chaleur à travers leurs surfaces (par exemple, Mars , avec sa fine atmosphère, est plus froide que la Terre ne le serait si elle était à une distance similaire de la Soleil) et offrent moins de protection contre les météorites et les rayonnements à haute fréquence . De plus, lorsqu'une atmosphère est moins dense que 0,006 atmosphère terrestre, l'eau ne peut pas exister sous forme liquide car la pression atmosphérique requise , 4,56 mm Hg (608 Pa) (0,18 pouce Hg ), ne se produit pas. La plage de température à laquelle l'eau est liquide est généralement plus petite à basse pression.

Deuxièmement, les planètes plus petites ont des diamètres plus petits et donc des rapports surface/volume plus élevés que leurs cousines plus grandes. De tels corps ont tendance à perdre rapidement l'énergie restante de leur formation et finissent par mourir géologiquement , dépourvus des volcans , des tremblements de terre et de l'activité tectonique qui alimentent la surface en matériaux essentiels à la vie et l'atmosphère en modérateurs de température comme le dioxyde de carbone . La tectonique des plaques semble particulièrement cruciale, du moins sur Terre : non seulement le processus recycle des produits chimiques et minéraux importants, il favorise également la biodiversité grâce à la création de continents et à une complexité environnementale accrue et aide à créer les cellules convectives nécessaires pour générer le champ magnétique terrestre .

"Faible masse" est en partie une étiquette relative : la Terre est de faible masse par rapport aux géantes gazeuses du système solaire , mais c'est la plus grande, en diamètre et en masse, et la plus dense de tous les corps terrestres. Il est assez grand pour retenir une atmosphère uniquement par gravité et assez grand pour que son noyau en fusion reste un moteur thermique, entraînant la diversité géologique de la surface (la désintégration des éléments radioactifs dans le noyau d'une planète est l'autre composant important du chauffage planétaire). Mars, en revanche, est presque (ou peut-être totalement) géologiquement mort et a perdu une grande partie de son atmosphère. Ainsi, il serait juste de déduire que la limite de masse inférieure pour l'habitabilité se situe quelque part entre celle de Mars et celle de la Terre ou de Vénus : 0,3 masse terrestre a été proposée comme ligne de démarcation approximative pour les planètes habitables. Cependant, une étude de 2008 du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics suggère que la ligne de démarcation pourrait être plus élevée. La Terre pourrait en fait se situer à la limite inférieure de l'habitabilité : si elle était plus petite, la tectonique des plaques serait impossible. Vénus, qui a 85 % de la masse terrestre, ne montre aucun signe d'activité tectonique. A l'inverse, les « super-Terres », planètes telluriques de masses plus élevées que la Terre, auraient des niveaux de tectonique des plaques plus élevés et seraient ainsi solidement placées dans la gamme habitable.

Les circonstances exceptionnelles n'offrent des cas exceptionnels: Jupiter Lune de Io (qui est plus petit que l' une des planètes terrestres) est volcanisme dynamique en raison des contraintes gravitationnelles induites par son orbite, et son voisin Europa peut avoir un océan liquide ou de glace de neige fondante sous un coquille gelée également en raison de l'énergie générée par la mise en orbite d'une géante gazeuse.

Le Titan de Saturne , quant à lui, a une chance extérieure d'abriter la vie, car il a conservé une atmosphère épaisse et a des mers de méthane liquide à sa surface. Des réactions organo-chimiques qui ne nécessitent qu'un minimum d'énergie sont possibles dans ces mers, mais il est difficile de savoir si un système vivant peut être basé sur de telles réactions minimales et semble peu probable. Ces satellites sont des exceptions, mais ils prouvent que la masse, en tant que critère d'habitabilité, ne peut pas nécessairement être considérée comme définitive à ce stade de notre compréhension.

Une planète plus grande est susceptible d'avoir une atmosphère plus massive. Une combinaison d'une vitesse d'échappement plus élevée pour retenir des atomes plus légers et d'un dégazage important de la tectonique des plaques améliorée peut considérablement augmenter la pression atmosphérique et la température à la surface par rapport à la Terre. L'effet de serre accru d'une atmosphère aussi lourde aurait tendance à suggérer que la zone habitable devrait être plus éloignée de l'étoile centrale pour des planètes aussi massives.

Enfin, une planète plus grande est susceptible d'avoir un gros noyau de fer. Cela permet à un champ magnétique de protéger la planète du vent stellaire et du rayonnement cosmique , qui autrement auraient tendance à dépouiller l'atmosphère planétaire et à bombarder les êtres vivants de particules ionisées. La masse n'est pas le seul critère pour produire un champ magnétique, car la planète doit également tourner assez vite pour produire un effet dynamo dans son noyau, mais c'est une composante importante du processus.

La masse d'une exoplanète potentiellement habitable se situe entre 0,1 et 5,0 masses terrestres. Cependant, il est possible qu'un monde habitable ait une masse aussi faible que 0,0268 masses terrestres

Rayon

Le rayon d'une exoplanète potentiellement habitable serait compris entre 0,5 et 1,5 rayon terrestre.

Orbite et rotation

Comme avec d'autres critères, la stabilité est la considération critique dans l'évaluation de l'effet des caractéristiques orbitales et rotationnelles sur l'habitabilité planétaire. L'excentricité orbitale est la différence entre l'approche la plus éloignée et la plus proche d'une planète de son étoile mère divisée par la somme desdites distances. C'est un rapport décrivant la forme de l'orbite elliptique. Plus l'excentricité est grande, plus la fluctuation de température à la surface d'une planète est importante. Bien qu'ils soient adaptatifs, les organismes vivants ne peuvent supporter qu'une certaine variation, en particulier si les fluctuations chevauchent à la fois le point de congélation et le point d'ébullition du principal solvant biotique de la planète (par exemple, l'eau sur Terre). Si, par exemple, les océans de la Terre étaient tour à tour bouillants et gelés, il est difficile d'imaginer la vie telle que nous la connaissons ayant évolué. Plus l'organisme est complexe, plus la sensibilité à la température est grande. L'orbite de la Terre est presque parfaitement circulaire, avec une excentricité inférieure à 0,02 ; d'autres planètes du système solaire (à l'exception de Mercure ) ont des excentricités tout aussi bénignes. Néanmoins, il peut y avoir un soutien scientifique, basé sur des études rapportées en mars 2020, pour considérer que certaines parties de la planète Mercure auraient pu être habitables, et peut-être que des formes de vie réelles , bien que probablement des micro - organismes primitifs , auraient pu exister sur la planète après tout.

L'habitabilité est également influencée par l'architecture du système planétaire autour d'une étoile. L'évolution et la stabilité de ces systèmes sont déterminées par la dynamique gravitationnelle, qui pilote l'évolution orbitale des planètes terrestres. Les données recueillies sur les excentricités orbitales des planètes extrasolaires ont surpris la plupart des chercheurs : 90 % ont une excentricité orbitale supérieure à celle trouvée dans le système solaire, et la moyenne est entièrement de 0,25. Cela signifie que la grande majorité des planètes ont des orbites très excentriques et que parmi celles-ci, même si leur distance moyenne de leur étoile est considérée comme étant dans la HZ, elles ne passeraient néanmoins qu'une petite partie de leur temps dans la zone.

Le mouvement d'une planète autour de son axe de rotation doit également répondre à certains critères pour que la vie ait la possibilité d'évoluer. Une première hypothèse est que la planète devrait avoir des saisons modérées . S'il y a peu ou pas d' inclinaison axiale (ou d'obliquité) par rapport à la perpendiculaire de l' écliptique , les saisons ne se produiront pas et un principal stimulant du dynamisme biosphérique disparaîtra. La planète serait également plus froide qu'elle ne le serait avec une inclinaison significative : lorsque la plus grande intensité de rayonnement se situe toujours à quelques degrés de l'équateur, le temps chaud ne peut pas se déplacer vers les pôles et le climat d'une planète devient dominé par des systèmes météorologiques polaires plus froids.

Si une planète est radicalement inclinée, les saisons seront extrêmes et rendre plus difficile pour une biosphère d'atteindre l' homéostasie . L'inclinaison axiale de la Terre est plus élevée maintenant (au Quaternaire ) qu'elle ne l'a été dans le passé, coïncidant avec une réduction de la glace polaire , des températures plus chaudes et moins de variations saisonnières. Les scientifiques ne savent pas si cette tendance se poursuivra indéfiniment avec de nouvelles augmentations de l'inclinaison axiale (voir Snowball Earth ).

Les effets exacts de ces changements ne peuvent être modélisés que par ordinateur à l'heure actuelle, et des études ont montré que même des inclinaisons extrêmes allant jusqu'à 85 degrés n'excluent pas absolument la vie "à condition qu'elle n'occupe pas des surfaces continentales en proie saisonnièrement à la température la plus élevée". Il faut tenir compte non seulement de l'inclinaison axiale moyenne, mais aussi de sa variation dans le temps. L'inclinaison de la Terre varie entre 21,5 et 24,5 degrés sur 41 000 ans. Une variation plus drastique, ou une périodicité beaucoup plus courte, induirait des effets climatiques tels que des variations de sévérité saisonnière.

D'autres considérations orbitales comprennent :

  • La planète devrait tourner relativement vite pour que le cycle jour-nuit ne soit pas trop long. Si une journée prend des années, le différentiel de température entre le côté jour et le côté nuit sera prononcé et des problèmes similaires à ceux notés avec une excentricité orbitale extrême apparaîtront.
  • La planète devrait également tourner assez rapidement pour qu'une dynamo magnétique puisse être démarrée dans son noyau de fer pour produire un champ magnétique.
  • Le changement de sens de rotation de l'axe ( précession ) ne doit pas être prononcé. En soi, la précession n'a pas besoin d'affecter l'habitabilité car elle change la direction de l'inclinaison, pas son degré. Cependant, la précession tend à accentuer les variations causées par d'autres déviations orbitales ; voir les cycles de Milankovitch . La précession sur Terre se déroule sur un cycle de 26 000 ans.

La Lune semble jouer un rôle crucial dans la modération du climat terrestre en stabilisant l'inclinaison axiale. Il a été suggéré qu'une inclinaison chaotique peut être un « rupture d'affaire » en termes d'habitabilité – c'est-à-dire qu'un satellite de la taille de la Lune est non seulement utile mais nécessaire pour produire de la stabilité. Cette position reste controversée.

Dans le cas de la Terre, la Lune unique est suffisamment massive et orbite de manière à contribuer de manière significative aux marées océaniques , ce qui à son tour contribue au barattage dynamique des grands océans d'eau liquide de la Terre. Ces forces lunaires contribuent non seulement à garantir que les océans ne stagnent pas, mais jouent également un rôle essentiel dans le climat dynamique de la Terre.

Géologie

Coupe géologique de la Terre
Une visualisation montrant un modèle simple du champ magnétique terrestre .

Les concentrations de radionucléides dans les manteaux rocheux des planètes peuvent être critiques pour l'habitabilité des planètes semblables à la Terre, car ces planètes avec des abondances plus élevées manquent probablement d' une dynamo persistante pendant une fraction importante de leur durée de vie et celles avec des concentrations plus faibles peuvent souvent être géologiquement inertes . Les dynamos planétaires créent des champs magnétiques puissants qui peuvent souvent être nécessaires au développement ou à la persistance de la vie, car ils protègent les planètes des vents solaires et du rayonnement cosmique . Les spectres d'émission électromagnétique des étoiles pourraient être utilisés pour identifier celles qui sont le plus susceptibles d'héberger des planètes habitables semblables à la Terre. À partir de 2020, on pense que les radionucléides sont produits par des processus stellaires rares tels que les fusions d'étoiles à neutrons . Des caractéristiques géologiques supplémentaires peuvent être des facteurs essentiels ou majeurs dans l'habitabilité des corps célestes naturels - y compris certaines qui peuvent façonner la chaleur et le champ magnétique du corps. Certains d'entre eux sont inconnus ou mal compris et sont étudiés par des planétologues , des géochimistes et d'autres.

Géochimie

On suppose généralement que toute vie extraterrestre qui pourrait exister sera basée sur la même biochimie fondamentale que celle trouvée sur Terre, car les quatre éléments les plus vitaux pour la vie, le carbone , l' hydrogène , l' oxygène et l' azote , sont également les éléments chimiquement réactifs les plus courants. dans l'univers. En effet, des composés biogènes simples, comme des acides aminés très simples comme la glycine , ont été retrouvés dans les météorites et dans le milieu interstellaire . Ces quatre éléments représentent ensemble plus de 96 % de la biomasse collective de la Terre . Le carbone a une capacité inégalée à se lier à lui-même et à former un ensemble massif de structures complexes et variées, ce qui en fait un matériau idéal pour les mécanismes complexes qui forment les cellules vivantes . L'hydrogène et l'oxygène, sous forme d'eau, composent le solvant dans lequel se déroulent les processus biologiques et dans lequel se sont produites les premières réactions qui ont conduit à l'émergence de la vie . L'énergie libérée lors de la formation de puissantes liaisons covalentes entre le carbone et l'oxygène, disponible en oxydant les composés organiques, est le carburant de toutes les formes de vie complexes. Ces quatre éléments forment ensemble des acides aminés , qui à leur tour sont les éléments constitutifs des protéines , la substance des tissus vivants. De plus, ni le soufre , nécessaire à la construction des protéines, ni le phosphore , nécessaire à la formation de l' ADN , de l' ARN , et des adénosines phosphates indispensables au métabolisme , ne sont rares.

L'abondance relative dans l'espace ne reflète pas toujours l'abondance différenciée au sein des planètes ; des quatre éléments de la vie, par exemple, seul l' oxygène est présent en abondance dans la croûte terrestre . Cela peut s'expliquer en partie par le fait que bon nombre de ces éléments, tels que l' hydrogène et l' azote , ainsi que leurs composés les plus simples et les plus courants, tels que le dioxyde de carbone , le monoxyde de carbone , le méthane , l' ammoniac et l'eau, sont gazeux à des températures élevées. Dans la région chaude proche du Soleil, ces composés volatils n'auraient pas pu jouer un rôle significatif dans la formation géologique des planètes. Au lieu de cela, ils ont été piégés sous forme de gaz sous les croûtes nouvellement formées, qui étaient en grande partie constituées de composés rocheux et volatils tels que la silice (un composé de silicium et d'oxygène, ce qui explique l'abondance relative de l'oxygène). Le dégazage de composés volatils à travers les premiers volcans aurait contribué à la formation des atmosphères des planètes . L' expérience de Miller-Urey a montré qu'avec l'application d'énergie, de simples composés inorganiques exposés à une atmosphère primordiale peuvent réagir pour synthétiser des acides aminés .

Même ainsi, le dégazage volcanique n'aurait pas pu expliquer la quantité d'eau dans les océans de la Terre. La grande majorité de l'eau - et sans doute du carbone - nécessaire à la vie doit provenir du système solaire externe, loin de la chaleur du soleil, où elle pourrait rester solide. Les comètes ayant heurté la Terre dans les premières années du système solaire auraient déposé de vastes quantités d'eau, ainsi que les autres composés volatils dont la vie a besoin sur la Terre primitive, donnant ainsi un coup d'envoi à l' origine de la vie .

Ainsi, alors qu'il y a des raisons de soupçonner que les quatre « éléments de la vie » devraient être facilement disponibles ailleurs, un système habitable nécessite probablement également un approvisionnement en corps en orbite à long terme pour ensemencer les planètes intérieures. Sans les comètes, il est possible que la vie telle que nous la connaissons n'existerait pas sur Terre.

Microenvironnements et extrêmophiles

Le désert d'Atacama en Amérique du Sud fournit un analogue à Mars et un environnement idéal pour étudier la frontière entre stérilité et habitabilité.

Une qualification importante aux critères d'habitabilité est que seule une infime partie d'une planète est nécessaire pour soutenir la vie, un soi-disant Goldilocks Edge ou Great Prebiotic Spot. Les astrobiologistes se préoccupent souvent des "micro-environnements", notant que "nous manquons de compréhension fondamentale de la façon dont les forces évolutives, telles que la mutation , la sélection et la dérive génétique , opèrent dans les micro-organismes qui agissent et réagissent aux micro-environnements changeants. " Les extrêmophiles sont des organismes terrestres qui vivent dans des environnements de niche dans des conditions sévères généralement considérées comme hostiles à la vie. Habituellement (bien que pas toujours) unicellulaires, les extrémophiles comprennent des organismes fortement alcaliphiles et acidophiles et d'autres qui peuvent survivre à des températures de l'eau supérieures à 100 °C dans les cheminées hydrothermales .

La découverte de la vie dans des conditions extrêmes a compliqué les définitions de l'habitabilité, mais a également suscité beaucoup d'enthousiasme parmi les chercheurs en élargissant considérablement la gamme connue des conditions dans lesquelles la vie peut persister. Par exemple, une planète qui pourrait autrement être incapable de supporter une atmosphère étant donné les conditions solaires dans son voisinage, pourrait être en mesure de le faire dans une profonde faille ombragée ou une grotte volcanique. De même, les terrains cratères pourraient offrir un refuge à la vie primitive. Le cratère Lawn Hill a été étudié en tant qu'analogue astrobiologique, les chercheurs suggérant que le remplissage rapide de sédiments créait un microenvironnement protégé pour les organismes microbiens ; des conditions similaires peuvent s'être produites au cours de l'histoire géologique de Mars .

Les environnements terrestres qui ne peuvent pas supporter la vie sont toujours instructifs pour les astrobiologistes pour définir les limites de ce que les organismes peuvent endurer. Le cœur du désert d'Atacama , généralement considéré comme l'endroit le plus sec de la Terre, semble incapable de supporter la vie, et il a fait l'objet d'études par la NASA et l' ESA pour cette raison : il fournit un analogue de Mars et les gradients d'humidité le long de ses bords sont idéaux. pour étudier la frontière entre stérilité et habitabilité. L'Atacama a fait l'objet d'une étude en 2003 qui reproduisait en partie les expériences des atterrissages vikings sur Mars dans les années 1970 ; aucun ADN n'a pu être récupéré à partir de deux échantillons de sol, et les expériences d'incubation ont également été négatives pour les biosignatures .

Facteurs écologiques

Les deux approches écologiques actuelles pour prédire l'habitabilité potentielle utilisent 19 ou 20 facteurs environnementaux, en mettant l'accent sur la disponibilité de l'eau, la température, la présence de nutriments, une source d'énergie et la protection contre le rayonnement solaire ultraviolet et cosmique galactique .

Quelques facteurs d'habitabilité
L'eau  · Activité de l'eau liquide
 · Inventaires passés ou futurs de liquide (glace)
 · Salinité , pH et Eh de l'eau disponible
Environnement chimique Nutriments :
 · C, H, N, O, P, S, métaux essentiels, micronutriments essentiels
 · Azote fixe
 · Disponibilité/minéralogie
Abondance et létalité des toxines :
 · Métaux lourds (ex : Zn, Ni, Cu, Cr, As, Cd, etc. .; certains sont essentiels, mais toxiques à des niveaux élevés)
 · Sols oxydants répartis dans le monde
Énergie pour le métabolisme Solaire (surface et près de la surface seulement)
géochimiques (subsurface)
 · oxydants
 · réducteurs
 · gradients Redox
Conditions
physiques propices
 · Température
 · Fluctuations diurnes extrêmes de la température
 · Basse pression (existe-t-il un seuil de basse pression pour les anaérobies terrestres ?)
 · Forte irradiation germicide ultraviolette
 · Rayonnement cosmique galactique et événements de particules solaires (effets cumulés à long terme)
 · Oxydants volatils induits par les UV solaires , p. ex. O 2 , O , H 2 O 2 , O 3
 · Le climat et sa variabilité (géographie, saisons, variations diurnes et éventuellement d'obliquité)
 · Substrat (processus du sol, microenvironnements rocheux, composition de la poussière, blindage)
 · Élevé Concentrations de CO 2 dans l'atmosphère globale
 · Transport ( éolien , écoulement des eaux souterraines, eaux de surface, glaciaires)

Systèmes stellaires alternatifs

En déterminant la faisabilité de la vie extraterrestre, les astronomes ont longtemps concentré leur attention sur des étoiles comme le Soleil. Cependant, comme les systèmes planétaires qui ressemblent au système solaire s'avèrent rares, ils ont commencé à explorer la possibilité que la vie puisse se former dans des systèmes très différents du nôtre.

Systèmes binaires

Les estimations typiques suggèrent souvent que 50% ou plus de tous les systèmes stellaires sont des systèmes binaires . Cela peut être en partie un biais d'échantillonnage, car les étoiles massives et brillantes ont tendance à être binaires et elles sont plus facilement observées et cataloguées ; une analyse plus précise a suggéré que les étoiles les plus faibles les plus communes sont généralement singulières, et que jusqu'à deux tiers de tous les systèmes stellaires sont donc solitaires.

La séparation entre les étoiles dans un binaire peut aller de moins d'une unité astronomique (UA, la distance moyenne Terre-Soleil) à plusieurs centaines. Dans ces derniers cas, les effets gravitationnels seront négligeables sur une planète en orbite autour d'une étoile par ailleurs appropriée et le potentiel d'habitabilité ne sera pas perturbé à moins que l'orbite ne soit très excentrique (voir Némésis , par exemple). Cependant, lorsque la séparation est significativement moindre, une orbite stable peut être impossible. Si la distance d'une planète à son primaire dépasse environ un cinquième de l'approche la plus proche de l'autre étoile, la stabilité orbitale n'est pas garantie. On ne savait pas depuis longtemps si des planètes pouvaient se former en binaire, étant donné que les forces gravitationnelles pouvaient interférer avec la formation des planètes. Les travaux théoriques d' Alan Boss à la Carnegie Institution ont montré que les géantes gazeuses peuvent se former autour des étoiles dans les systèmes binaires tout comme elles le font autour des étoiles solitaires.

Une étude d' Alpha Centauri , le système stellaire le plus proche du Soleil, a suggéré que les binaires n'avaient pas besoin d'être écartés dans la recherche de planètes habitables. Les Centauri A et B ont une distance de 11 UA à l'approche la plus proche (23 UA en moyenne), et les deux devraient avoir des zones habitables stables. Une étude de la stabilité orbitale à long terme des planètes simulées au sein du système montre que les planètes situées à environ trois UA de chaque étoile peuvent rester plutôt stables (c'est-à - dire que le demi-grand axe déviait de moins de 5 % pendant 32 000 périodes binaires). La zone habitable continue (CHZ pendant 4,5 milliards d'années) pour Centauri A est estimée de manière prudente à 1,2 à 1,3 UA et Centauri B à 0,73 à 0,74, bien dans la région stable dans les deux cas.

Systèmes naines rouges

Tailles relatives des étoiles et températures photosphériques . N'importe quelle planète autour d'une naine rouge telle que celle illustrée ici ( Gliese 229A ) devrait se serrer près pour atteindre des températures semblables à celles de la Terre, induisant probablement un blocage de marée. Voir Aurélie . Crédit : MPIA/V. Jörgens.

Déterminer l'habitabilité des étoiles naines rouges pourrait aider à déterminer à quel point la vie dans l'univers pourrait être commune, car les naines rouges représentent entre 70 et 90% de toutes les étoiles de la galaxie.

Taille

Pendant de nombreuses années, les astronomes ont exclu les naines rouges comme demeures potentielles pour la vie. Leur petite taille (de 0,08 à 0,45 masse solaire) signifie que leurs réactions nucléaires se déroulent exceptionnellement lentement et qu'elles émettent très peu de lumière (de 3 % de celle produite par le Soleil à 0,01 %). Toute planète en orbite autour d'une naine rouge devrait se blottir très près de son étoile mère pour atteindre des températures de surface semblables à celles de la Terre ; de 0,3 UA (juste à l'intérieur de l'orbite de Mercure ) pour une étoile comme Lacaille 8760 , à aussi peu que 0,032 UA pour une étoile comme Proxima Centauri (un tel monde aurait une année ne durant que 6,3 jours). À ces distances, la gravité de l'étoile provoquerait un blocage des marées. Un côté de la planète ferait éternellement face à l'étoile, tandis que l'autre lui ferait toujours face. Les seuls moyens par lesquels la vie potentielle pourrait éviter un enfer ou un gel profond seraient si la planète avait une atmosphère suffisamment épaisse pour transférer la chaleur de l'étoile du côté jour au côté nuit, ou s'il y avait une géante gazeuse dans l'habitable. zone, avec une lune habitable , qui serait verrouillée sur la planète au lieu de l'étoile, permettant une répartition plus uniforme du rayonnement sur la planète. On a longtemps supposé qu'une atmosphère aussi épaisse empêcherait la lumière du soleil d'atteindre la surface en premier lieu, empêchant la photosynthèse .

Vue d'artiste de GJ 667 Cc , une planète potentiellement habitable en orbite autour d'un constituant naine rouge dans un système stellaire trinaire .

Ce pessimisme a été tempéré par la recherche. Des études menées par Robert Haberle et Manoj Joshi de la NASA du Ames Research Center en Californie ont montré que l'atmosphère d'une planète ( en supposant qu'il comprenait des gaz à effet de serre CO 2 et H 2 O ) doit seulement être 100 millibars (0,10 atm), pour la chaleur de l'étoile être efficacement transporté du côté nuit. C'est bien dans les niveaux requis pour la photosynthèse, bien que l'eau reste gelée du côté obscur dans certains de leurs modèles. Martin Heath du Greenwich Community College a montré que l'eau de mer pouvait également circuler efficacement sans geler si les bassins océaniques étaient suffisamment profonds pour permettre un écoulement libre sous la calotte glaciaire du côté nuit. D'autres recherches, y compris un examen de la quantité de rayonnement photosynthétiquement actif, ont suggéré que les planètes verrouillées par les marées dans les systèmes de naines rouges pourraient au moins être habitables pour les plantes supérieures.

Autres facteurs limitant l'habitabilité

Cependant, la taille n'est pas le seul facteur qui rend les naines rouges potentiellement impropres à la vie. Sur une planète naine rouge, la photosynthèse du côté nuit serait impossible, puisqu'elle ne verrait jamais le soleil. Côté jour, parce que le soleil ne se lève pas ou ne se couche pas, les zones à l'ombre des montagnes le resteraient pour toujours. La photosynthèse telle que nous la comprenons serait compliquée par le fait qu'une naine rouge produit l'essentiel de son rayonnement dans l' infrarouge , et sur Terre le processus dépend de la lumière visible. Il y a des points positifs potentiels à ce scénario. De nombreux écosystèmes terrestres reposent sur la chimiosynthèse plutôt que sur la photosynthèse, par exemple, ce qui serait possible dans un système naine rouge. Une position d'étoile primaire statique élimine le besoin pour les plantes d'orienter les feuilles vers le soleil, de faire face aux changements d'ombre/de soleil ou de passer de la photosynthèse à l'énergie stockée pendant la nuit. En raison de l'absence d'un cycle jour-nuit, y compris la faible lumière du matin et du soir, beaucoup plus d'énergie serait disponible à un niveau de rayonnement donné.

Les naines rouges sont beaucoup plus variables et violentes que leurs cousines plus stables et plus grandes. Souvent, ils sont couverts de taches stellaires qui peuvent atténuer leur lumière émise jusqu'à 40% pendant des mois à la fois, tandis qu'à d'autres moments, ils émettent de gigantesques éruptions qui peuvent doubler leur luminosité en quelques minutes. Une telle variation serait très dommageable pour la vie, car elle détruirait non seulement toutes les molécules organiques complexes qui pourraient éventuellement former des précurseurs biologiques, mais aussi parce qu'elle emporterait des portions importantes de l'atmosphère de la planète.

Pour qu'une planète autour d'une étoile naine rouge supporte la vie, il faudrait un champ magnétique en rotation rapide pour la protéger des éruptions. Une planète verrouillée par les marées ne tourne que très lentement et ne peut donc pas produire de géodynamo en son cœur. On estime que la période de brûlage violent du cycle de vie d'une naine rouge ne dure qu'environ les 1,2 milliard d'années de son existence. Si une planète se forme loin d'une naine rouge afin d'éviter le blocage des marées, puis migre dans la zone habitable de l'étoile après cette période initiale turbulente, il est possible que la vie ait une chance de se développer. Cependant, compte tenu de son âge, âgé de 7 à 12 milliards d'années, l'étoile de Barnard est considérablement plus âgée que le Soleil. Il a longtemps été supposé être au repos en termes d'activité stellaire. Pourtant, en 1998, des astronomes ont observé une intense éruption stellaire , montrant de façon surprenante que l'étoile de Barnard est, malgré son âge, une étoile évasée .

Longévité et ubiquité

Les naines rouges ont un avantage sur les autres étoiles en tant que demeures de vie : une longévité bien plus grande. Il a fallu 4,5 milliards d'années avant que l'humanité n'apparaisse sur Terre, et la vie telle que nous la connaissons connaîtra des conditions propices pendant 1 à 2,3 milliards d'années de plus. Les naines rouges, en revanche, pourraient vivre des milliards d'années parce que leurs réactions nucléaires sont beaucoup plus lentes que celles des étoiles plus grandes, ce qui signifie que la vie aurait plus de temps pour évoluer et survivre.

Bien que la probabilité de trouver une planète dans la zone habitable autour d'une naine rouge spécifique soit faible, la quantité totale de zone habitable autour de toutes les naines rouges combinées est égale à la quantité totale autour des étoiles semblables au Soleil compte tenu de leur ubiquité. De plus, cette quantité totale de zone habitable durera plus longtemps, car les étoiles naines rouges vivent pendant des centaines de milliards d'années ou même plus longtemps sur la séquence principale. Cependant, combiné aux inconvénients ci-dessus, il est plus probable que les étoiles naines rouges resteraient habitables plus longtemps pour les microbes, tandis que les étoiles naines jaunes à durée de vie plus courte, comme le Soleil, resteraient habitables plus longtemps pour les animaux.

Des étoiles massives

Des recherches récentes suggèrent que de très grandes étoiles, supérieures à ~ 100 masses solaires, pourraient avoir des systèmes planétaires composés de centaines de planètes de la taille de Mercure dans la zone habitable. De tels systèmes pourraient également contenir des naines brunes et des étoiles de faible masse (~0,1-0,3 masses solaires). Cependant, la durée de vie très courte des étoiles de plus de quelques masses solaires ne laisserait guère le temps à une planète de se refroidir, encore moins le temps nécessaire au développement d'une biosphère stable. Les étoiles massives sont ainsi éliminées en tant que demeures possibles pour la vie.

Cependant, un système d'étoiles massives pourrait être un ancêtre de la vie d'une autre manière - l' explosion en supernova de l'étoile massive dans la partie centrale du système. Cette supernova dispersera des éléments plus lourds dans tout son voisinage, créés pendant la phase où l'étoile massive s'est éloignée de la séquence principale, et les systèmes des étoiles potentielles de faible masse (qui sont toujours sur la séquence principale) au sein de l'ancien massif- système stellaire peut être enrichi avec l'approvisionnement relativement important des éléments lourds si proche d'une explosion de supernova. Cependant, cela ne dit rien sur les types de planètes qui se formeraient à la suite du matériau de la supernova, ni sur leur potentiel d'habitabilité.

Quatre classes de planètes habitables basées sur l'eau

Dans une revue des facteurs importants pour l'évolution des planètes habitables de la taille de la Terre, Lammer et al. a proposé une classification de quatre types d'habitats dépendants de l'eau :

Les habitats de classe I sont des corps planétaires sur lesquels les conditions stellaires et géophysiques permettent à l'eau liquide d'être disponible à la surface, ainsi qu'à la lumière du soleil, de sorte que des organismes multicellulaires complexes peuvent naître.

Les habitats de classe II comprennent des corps qui bénéficient initialement de conditions semblables à celles de la Terre, mais ne conservent pas leur capacité à maintenir de l'eau liquide à leur surface en raison de conditions stellaires ou géophysiques. Mars et peut-être Vénus sont des exemples de cette classe où des formes de vie complexes peuvent ne pas se développer.

Les habitats de classe III sont des corps planétaires où des océans d'eau liquide existent sous la surface, où ils peuvent interagir directement avec un noyau riche en silicate .

Une telle situation peut être attendue sur des planètes riches en eau situées trop loin de leur étoile pour permettre de l'eau liquide de surface, mais sur lesquelles l'eau souterraine est sous forme liquide à cause de la chaleur géothermique . Deux exemples d'un tel environnement sont Europa et Encelade . Dans de tels mondes, non seulement la lumière n'est pas disponible comme source d'énergie, mais la matière organique apportée par les météorites (pensée pour avoir été nécessaire pour démarrer la vie dans certains scénarios) peut ne pas atteindre facilement l'eau liquide. Si une planète ne peut abriter de la vie que sous sa surface, la biosphère ne modifierait probablement pas l'ensemble de l'environnement planétaire de manière observable, ainsi, détecter sa présence sur une exoplanète serait extrêmement difficile.

Les habitats de classe IV ont des couches d'eau liquide entre deux couches de glace, ou des liquides au-dessus de la glace.

Si la couche d'eau est suffisamment épaisse, l'eau à sa base sera en phase solide (glace polymorphe) à cause de la haute pression. Ganymède et Callisto sont des exemples probables de cette classe. On pense que leurs océans sont enfermés entre d'épaisses couches de glace. Dans de telles conditions, l'émergence de formes de vie, même simples, peut être très difficile car les ingrédients nécessaires à la vie seront probablement complètement dilués.

Le quartier galactique

Outre les caractéristiques des planètes et de leurs systèmes stellaires, l'environnement galactique au sens large peut également avoir un impact sur l'habitabilité. Les scientifiques ont envisagé la possibilité que des zones particulières de galaxies ( zones galactiques habitables ) soient mieux adaptées à la vie que d'autres ; le système solaire dans lequel nous vivons, dans l' éperon d'Orion , au bord de la Voie lactée est considéré comme étant dans un endroit favorable à la vie :

  • Ce n'est pas dans un amas globulaire où d'immenses densités d'étoiles sont hostiles à la vie, étant donné le rayonnement excessif et les perturbations gravitationnelles. Les amas globulaires sont également principalement composés d'étoiles plus anciennes, probablement pauvres en métaux. De plus, dans les amas globulaires, les grands âges des étoiles signifieraient une grande évolution stellaire par l'hôte ou d'autres étoiles proches, qui, en raison de leur proximité, peuvent causer des dommages extrêmes à la vie sur toutes les planètes, à condition qu'elles puissent se former.
  • Il n'est pas à proximité d'une source de rayons gamma active .
  • Ce n'est pas près du centre galactique où une fois de plus les densités d'étoiles augmentent la probabilité de rayonnement ionisant (par exemple, des magnétars et des supernovae ). On pense également qu'un trou noir supermassif se trouve au milieu de la galaxie, ce qui pourrait constituer un danger pour les corps à proximité.
  • L'orbite circulaire du Soleil autour du centre galactique le maintient à l'écart des bras spiraux de la galaxie où un rayonnement et une gravitation intenses peuvent à nouveau entraîner des perturbations.

Ainsi, un isolement relatif est en fin de compte ce dont un système porteur de vie a besoin. Si le Soleil était entassé parmi d'autres systèmes, les chances d'être fatalement proches de sources de rayonnement dangereuses augmenteraient considérablement. De plus, des voisins proches pourraient perturber la stabilité de divers corps en orbite tels que le nuage d' Oort et les objets de la ceinture de Kuiper , ce qui peut provoquer une catastrophe s'il est projeté dans le système solaire interne.

Alors que la surpopulation stellaire s'avère désavantageuse pour l'habitabilité, il en va de même pour l'isolement extrême. Une étoile aussi riche en métaux que le Soleil ne se serait probablement pas formée dans les régions ultrapériphériques de la Voie lactée étant donné une baisse de l'abondance relative des métaux et un manque général de formation d'étoiles. Ainsi, un emplacement « suburbain », comme celui dont bénéficie le système solaire, est préférable au centre ou aux étendues les plus éloignées d'une galaxie.

Autres considérations

Biochimies alternatives

Alors que la plupart des recherches sur la vie extraterrestre partent de l'hypothèse que les formes de vie avancées doivent avoir les mêmes exigences pour la vie que sur Terre, l'hypothèse d' autres types de biochimie suggère la possibilité que les formes de vie évoluent autour d'un mécanisme métabolique différent. Dans Evolving the Alien , le biologiste Jack Cohen et le mathématicien Ian Stewart soutiennent que l' astrobiologie , basée sur l' hypothèse des terres rares , est restrictive et sans imagination. Ils suggèrent que les planètes semblables à la Terre peuvent être très rares, mais une vie complexe non carbonée pourrait éventuellement émerger dans d'autres environnements. L'alternative au carbone la plus fréquemment mentionnée est la vie à base de silicium , tandis que l' ammoniac et les hydrocarbures sont parfois suggérés comme solvants alternatifs à l'eau. L'astrobiologiste Dirk Schulze-Makuch et d'autres scientifiques ont proposé un indice d'habitabilité planétaire dont les critères incluent "le potentiel de rétention d'un solvant liquide" qui n'est pas nécessairement limité à l'eau.

Des idées plus spéculatives se sont concentrées sur des corps tout à fait différents des planètes semblables à la Terre. L'astronome Frank Drake , un partisan bien connu de la recherche de la vie extraterrestre , a imaginé la vie sur une étoile à neutrons : des "molécules nucléaires" submicroscopiques se combinant pour former des créatures avec un cycle de vie des millions de fois plus rapide que la vie terrestre. Appelée « imaginative et ironique », l'idée a donné naissance à des représentations de science-fiction. Carl Sagan , un autre optimiste en ce qui concerne la vie extraterrestre, a envisagé la possibilité d'organismes toujours en suspension dans la haute atmosphère de Jupiter dans un article de 1976. Cohen et Stewart ont également envisagé la vie à la fois dans un environnement solaire et dans l'atmosphère d'une géante gazeuse.

"Bons Jupiters"

Les "bons Jupiters" sont des géantes gazeuses, comme Jupiter du système solaire , qui orbitent leurs étoiles sur des orbites circulaires suffisamment éloignées de la zone habitable pour ne pas la perturber mais suffisamment proches pour "protéger" les planètes terrestres en orbite plus proche de deux manières critiques. Premièrement, ils aident à stabiliser les orbites, et donc les climats des planètes intérieures. Deuxièmement, ils gardent le système stellaire interne relativement exempt de comètes et d'astéroïdes qui pourraient causer des impacts dévastateurs. Jupiter orbite autour du Soleil à environ cinq fois la distance entre la Terre et le Soleil. C'est la distance approximative à laquelle nous devrions nous attendre pour trouver de bons Jupiters ailleurs. Le rôle de « gardien » de Jupiter a été dramatiquement illustré en 1994 lorsque la comète Shoemaker-Levy 9 a eu un impact sur le géant.

Cependant, les preuves ne sont pas aussi claires. La recherche a montré que le rôle de Jupiter dans la détermination de la vitesse à laquelle les objets frappent la Terre est nettement plus compliqué qu'on ne le pensait.

Le rôle de Jupiter dans les débuts de l'histoire du système solaire est un peu mieux établi et la source de beaucoup moins de débats. Au début de l'histoire du système solaire, Jupiter est reconnu comme ayant joué un rôle important dans l'hydratation de notre planète : il a augmenté l'excentricité des orbites de la ceinture d'astéroïdes et a permis à beaucoup de traverser l'orbite de la Terre et de fournir à la planète des substances volatiles importantes telles que l'eau et le carbone. dioxyde. Avant que la Terre n'atteigne la moitié de sa masse actuelle, des corps glacés de la région Jupiter-Saturne et de petits corps de la ceinture d'astéroïdes primordiale fournissaient de l'eau à la Terre en raison de la diffusion gravitationnelle de Jupiter et, dans une moindre mesure, de Saturne . Ainsi, alors que les géantes gazeuses sont désormais des protecteurs utiles, elles étaient autrefois des fournisseurs de matériel d'habitabilité critique.

En revanche, les corps de la taille de Jupiter qui orbitent trop près de la zone habitable mais pas à l'intérieur (comme dans 47 Ursae Majoris ), ou ont une orbite très elliptique qui traverse la zone habitable (comme 16 Cygni B ) rendent très difficile pour un planète semblable à la Terre indépendante d'exister dans le système. Voir la discussion d'une zone habitable stable ci-dessus. Cependant, au cours du processus de migration vers une zone habitable, une planète de la taille de Jupiter peut capturer une planète terrestre comme une lune. Même si une telle planète est initialement faiblement liée et suit une orbite fortement inclinée, les interactions gravitationnelles avec l'étoile peuvent stabiliser la nouvelle lune sur une orbite circulaire proche qui est coplanaire avec l'orbite de la planète autour de l'étoile.

L'impact de la vie sur l'habitabilité

Un complément aux facteurs qui soutiennent l'émergence de la vie est l'idée que la vie elle-même, une fois formée, devient un facteur d'habitabilité à part entière. Un exemple important de la Terre était la production d'oxygène moléculaire gazeux ( O
2
) par d'anciennes cyanobactéries , et éventuellement par des plantes photosynthétiques, entraînant un changement radical dans la composition de l'atmosphère terrestre. Ce changement environnemental est appelé le grand événement d'oxygénation . Cet oxygène s'est avéré fondamental pour la respiration des espèces animales ultérieures. L' hypothèse Gaia , un modèle scientifique de la géobiosphère lancé par James Lovelock en 1975, soutient que la vie dans son ensemble favorise et maintient des conditions appropriées pour elle-même en aidant à créer un environnement planétaire propice à sa continuité. De même, David Grinspoon a suggéré une « hypothèse des mondes vivants » dans laquelle notre compréhension de ce qui constitue l'habitabilité ne peut pas être séparée de la vie déjà existante sur une planète. Les planètes qui sont géologiquement et météorologiquement vivantes sont beaucoup plus susceptibles d'être biologiquement vivantes également et "une planète et sa vie vont co-évoluer". C'est la base de la science du système Terre .

Le rôle du hasard

Les points verts représentent des planètes naturelles simulées qui sont restées habitables pendant 3 milliards de sim. ans, a) sim différent. les planètes courent une fois b) une course répétée de ces 1 000 planètes, montrant une probabilité de 1,5% × 39% que ces planètes restent habitables à plusieurs reprises.

En 2020, une simulation informatique de l'évolution des climats planétaires sur 3 milliards d'années a suggéré que les rétroactions sont une condition nécessaire mais pas suffisante pour empêcher les planètes de devenir trop chaudes ou trop froides pour la vie, et que le hasard joue également un rôle crucial. Les considérations connexes incluent des facteurs encore inconnus influençant l'habitabilité thermique des planètes tels que "le mécanisme de rétroaction (ou les mécanismes) qui empêche le climat d'atteindre des températures fatales".

Voir également

Remarques

Les références

Bibliographie

  • Ward, Pierre ; Brownlee, Donald (2000). Terre rare : pourquoi la vie complexe est rare dans l'univers . Springer. ISBN 978-0-387-98701-9.

Lectures complémentaires

  • Cohen, Jack et Ian Stewart. Evolving the Alien: The Science of Extraterrestrial Life , Ebury Press, 2002. ISBN  0-09-187927-2
  • Dole, Stephen H. (1965). Planètes habitables pour l'homme (1ère éd.). Société Rand. ISBN 978-0-444-00092-7.
  • Fogg, Martyn J., éd. "Terraforming" (numéro spécial entier) Journal of the British Interplanetary Society , avril 1991
  • Fogg, Martyn J. Terraforming: Engineering Planetary Environments , SAE International, 1995. ISBN  1-56091-609-5
  • Gonzalez, Guillermo et Richards, Jay W. La planète privilégiée , Regnery, 2004. ISBN  0-89526-065-4
  • Grinspoon, David. Planètes solitaires : la philosophie naturelle de la vie extraterrestre , HarperCollins, 2004.
  • Lovelock, James. Gaia : Un nouveau regard sur la vie sur Terre. ISBN  0-19-286218-9
  • Schmidt, Stanley et Robert Zubrin, éd. Îles dans le ciel , Wiley, 1996. ISBN  0-471-13561-5
  • Webb, Stephen Si l'univers regorge d'extraterrestres... Où est tout le monde ? Cinquante solutions au paradoxe de Fermi et au problème de la vie extraterrestre New York : janvier 2002 Springer-Verlag ISBN  978-0-387-95501-8

Liens externes

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