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Les zones habitables pourraient-elles être beaucoup plus étroites que nous ne le pensions?

Les zones habitables pourraient-elles être beaucoup plus étroites que nous ne le pensions?

Le terme «zone habitable circumstellaire», également appelée «zone habitable (HZ)» ou «zone des boucles d'or» a été beaucoup répandu ces derniers temps dans la communauté astronomique. Ce n'est pas surprenant car cela se produit invariablement dans le contexte de découvertes de planètes extrasolaires.

Et ces dernières années, des milliers d'exoplanètes ont été découvertes, dont beaucoup se trouvent juste en orbite dans la zone habitable respective de leur étoile.

Ce terme a tendance à susciter l'enthousiasme car il implique que les scientifiques pourraient être un pas de plus vers la recherche de preuves de vie au-delà de la Terre. Cependant, le terme est quelque peu problématique pour cette même raison.

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Tout comme le terme «semblable à la Terre», l'expression «zone habitable» est chargée de signification et comporte une certaine quantité d'hypothèses et de suppositions. Donc, si nous voulons comprendre ce que signifie ce terme, ce qu'il implique et ce que signifie son application, nous devons faire certaines choses.

Pour commencer, nous avons besoin d'un petit rappel sur la définition réelle de ce terme. Deuxièmement, nous devons examiner toutes les recherches (en particulier les éléments actuels) pour voir ce qu'il faut faire pour décider où cela s'applique.

Définition traditionnelle

Fondamentalement, HZ fait référence à la région autour d'une étoile où une planète recevrait suffisamment de lumière et de chaleur pour garantir des températures de surface qui pourraient maintenir l'eau sous forme liquide. Comme point de référence, considérons Vénus, la Terre et Mars, qui résident tous (ou chevauchent) la HZ de notre Soleil.

Notre Soleil est une naine jaune de type G de séquence principale, qui est de taille et de masse relativement modérées et connaît des températures de surface d'environ 5800 K (5500 ° C; 10000 ° F). Ce type d'étoile représente environ 7% des étoiles de notre galaxie.

La Terre tourne autour du Soleil à une distance moyenne de 1 unité astronomique (UA), ce qui correspond à 150 millions de km (93 millions de mi), soit bien à l'intérieur de la HZ de notre Soleil. Cependant, l'axe de la Terre est incliné de 23,4 ° vers le Soleil, ce qui signifie que les températures varient d'une saison à l'autre.

En fait, des températures aussi basses que -89 ° C (-128,5 ° F) ont été enregistrées pendant une nuit froide à Vostok, en Antarctique, et aussi élevées que 71 ° C (159 ° F) dans le désert de Lut en Iran pendant l'été. .

Néanmoins, cela correspond à une température de surface moyenne d'environ 15 ° C (58 ° F), ce qui signifie que la surface de la Terre (dont la majorité est recouverte d'océans) est capable de maintenir l'eau sous forme liquide, ce qui est essentiel à la vie telle que nous la connaissons.

En revanche, Vénus chevauche le bord intérieur de la HZ, en orbite autour du Soleil à une distance moyenne de 0,72 UA (108,2 millions de km; 67,2 millions de mi). Ce changement de distance signifie que Vénus reçoit environ deux fois plus de rayonnement solaire que la Terre.

Combiné à la composition de son atmosphère (qui conduit à un effet de serre incontrôlable), cela fait de Vénus la planète la plus chaude du système solaire: 737 K (462 ° C; 864 ° F). Avec des températures de surface suffisamment chaudes pour faire fondre le plomb, et bien au-delà des températures utilisées pour la stérilisation, Vénus est inhabitable.

À l'autre bout des choses, il y a Mars, qui tourne autour de notre Soleil à une distance moyenne d'environ 1,5 UA (227,9 millions de km; 141,6 millions de mi). Cela le place au bord extérieur de la HZ de notre Soleil et sa température de surface moyenne est de 210 K (-63 ° C; -82 ° F).

Étant donné que l'axe de Mars est incliné comme celui de la Terre (25,19 ° vers le Soleil), Mars subit également des variations saisonnières de température. Au total, les températures de surface varient d'un minimum de -143 ° C (-226 ° F) aux pôles en hiver à un maximum de 35 ° C (95 ° F) à l'équateur en été à midi.

Pour cette raison, Mars est un endroit très sec et desséché. Toutes les sources d'eau connues sont soit gelées dans les calottes glaciaires polaires, soit dans le sol autour des régions polaires sous forme de pergélisol. Tout le reste devrait être situé sous la surface, très probablement sous forme de saumure.

En utilisant uniquement notre système solaire comme exemple, on peut voir la signification du terme «Goldilocks Zone».

Alors qu'une planète comme Vénus est trop proche du Soleil (et donc trop chaude) et qu'une planète comme Mars est trop éloignée (trop froide), la Terre se trouve à peu près au centre et est juste à droite.

Pas seulement une question d'orbite

Malheureusement, déterminer si une planète est habitable ne consiste pas seulement à tracer son orbite. Et il y a beaucoup d'évolution pour rendre une planète accueillante à «la vie telle que nous la connaissons». C'était certainement le cas avec la Terre.

Un très long processus qui impliquait des milliards d'années d'évolution géologique, des changements dans notre Soleil et des formes de vie primitives étaient nécessaires pour faire de la Terre le type de planète que nous connaissons et aimons aujourd'hui.

Dans le même temps, Vénus et Mars n'étaient pas toujours ce qu'elles sont aujourd'hui. En fait, les scientifiques pensent que les deux planètes avaient autrefois de l'eau liquide sur leurs surfaces et des atmosphères beaucoup plus propices à la vie. Mais en raison d'une série d'événements (qui ont également pris des milliards d'années), ils sont devenus des mondes hostiles à la vie telle que nous la connaissons.

Dans le cas de Vénus, la théorie prédominante est qu'un effet de «serre humide» s'est produit il y a des millions d'années et a déclenché un réchauffement climatique incontrôlable.

Comme l'a expliqué le Dr Michael J. Way, spécialiste des technologies de l'information à l'Institut Goddard de la NASA pour les études de vol spatial, ce processus aurait commencé il y a 750 millions d'années à la suite d'un événement de resurfaçage quasi mondial:

«Dans ce scénario, la majeure partie du carbone aurait été enfermée telle qu'elle est sur Terre - dans les roches carbonatées de la croûte / lithosphère. Puis quelque chose s'est produit à l'intérieur de la planète qui a provoqué un resurfaçage massif. Dans ce contexte, la température de surface a augmenté, le des réserves de carbone de surface ont été libérées et il a été rejeté dans l'atmosphère où il se trouve aujourd'hui. "

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Mars a également connu de graves changements dans son climat en raison de son évolution géologique. Pour le dire succinctement, Mars a aujourd'hui une atmosphère très mince car (contrairement à la Terre), elle n'a pas de magnétosphère protectrice qui empêche le vent solaire de dépouiller son atmosphère.

Cependant, il y a environ 4,3 milliards d'années, les scientifiques théorisent que Mars avait une magnétosphère qui (comme la Terre) était alimentée par convection dans le noyau. Étant donné que Mars est plus petit et moins massif que la Terre, l'intérieur de la planète s'est refroidi plus rapidement que celui de la Terre, provoquant la solidification de la partie externe du noyau.

En conséquence, Mars a perdu sa magnétosphère, son atmosphère a commencé à être lentement dépouillée et la planète a commencé à subir des changements drastiques de son climat. Il y a environ 3,7 milliards d'années, la surface de Mars était devenue l'endroit très froid, sec et inhospitalier qu'elle est aujourd'hui.

En utilisant ces analogues solaires, il devient clair que l'habitabilité ne se résume pas à l'orbite seule. Il y a aussi un certain nombre de facteurs à considérer, tels que la composition atmosphérique, l'histoire géologique et un certain nombre d'autres facteurs qui ne peuvent être déterminés par des levés à distance.

Encore une fois, en utilisant la Terre comme exemple, les chasseurs d'exoplanètes recherchent également les signes d'éléments chimiques, de molécules ou d'isotopes spécifiques associés à la vie telle que nous la connaissons (alias «biosignatures» ou «biomarqueurs»).

Celles-ci incluent l'eau, qui est essentielle à la vie telle que nous la connaissons et le seul solvant que nous connaissons pouvant héberger la vie. L'eau gazeuse est également un gaz à effet de serre, donc dans le cadre d'un cycle de l'eau, elle contribue également à maintenir la température d'une planète stable dans le temps.

Il y a aussi du gaz oxygène, qui est non seulement essentiel à la vie telle que nous la connaissons, mais aussi un sous-produit d'organismes photosynthétiques. L'hydrogène et le carbone sont également des indicateurs clés car ils sont les composants clés de l'eau (H²O), du dioxyde de carbone (CO²) et des oxydes tels que les sulfates, les silicates et d'autres minéraux de la croûte terrestre.

Le dioxyde de carbone est un biomarqueur majeur, avec les composés de carbone et les minéraux carbonatés. Pour commencer, le dioxyde de carbone est un aliment pour les organismes photosynthétiques et un sous-produit pour les formes de vie complexes respirant de l'oxygène. De plus, c'est un gaz à effet de serre naturel, ce qui en fait un stabilisateur climatique efficace.

L'azote est un biomarqueur important car il s'agit d'un gaz tampon important dans l'atmosphère terrestre. Les minéraux comme le phosphore et le soufre sont également un élément clé de la vie sur Terre, ce qui en fait des indicateurs possibles de la vie dans d'autres systèmes.

On pourrait avoir l'impression de tout cela que trouver des exoplanètes habitables n'est qu'une simple question de regarder des planètes qui gravitent autour de leurs étoiles HZ et contiennent tous les éléments nécessaires. Cependant, il existe une recherche considérable qui jette une ombre sur cette approche simple.

Biomarqueurs peu fiables

Cette recherche a indiqué que les conditions qui donnent naissance à la vie pourraient être beaucoup plus capricieuses qu'on ne le pensait. Pour commencer, il y a le rôle joué par les gaz à effet de serre et les biomarqueurs comme l'oxygène gazeux, qui pourraient en fait être hostiles à la vie dans les bonnes conditions.

Par exemple, la récente explosion du nombre de découvertes d'exoplanètes a montré que les étoiles naines rouges de type M sont les plus susceptibles d'avoir des planètes terrestres en orbite dans leurs ZS. Pour commencer, ces étoiles ont des HZ très serrés par rapport aux étoiles plus brillantes et plus massives.

En conséquence, toute planète en orbite suffisamment près pour avoir de l'eau liquide à sa surface serait verrouillée avec son étoile (c'est-à-dire avec un côté constamment tourné vers l'étoile). Cela signifie qu'un côté serait constamment exposé au rayonnement solaire, ce qui pourrait être dangereux pour toutes les formes de vie présentes.

Cela augmente également la probabilité que le côté de la journée ne soit pas en mesure de maintenir de l'eau liquide à sa surface. En raison de tout le rayonnement UV bombardant la surface, une dissociation chimique serait susceptible de se produire. Dans ce processus, l'eau est décomposée en hydrogène gazeux qui est perdu dans l'espace et en oxygène gazeux qui reste dans l'atmosphère.

Bien que ce processus garantisse une atmosphère contenant de l'oxygène gazeux (un biomarqueur clé), il ne garantirait pas la vie. En fait, des recherches récentes ont montré que cela pourrait jouer contre cela. Sur Terre, l'oxygène est le résultat d'organismes photosynthétiques métabolisant le gaz CO².

Cependant, une atmosphère d'oxygène résultant d'une dissociation chimique serait toxique pour ces formes de vie. Pire encore, les planètes qui gravitent autour d'étoiles plus froides auraient des concentrations plus élevées de monoxyde de carbone (CO) dans leur atmosphère, ce qui serait toxique pour les organismes basiques et complexes.

Dans le passé, les scientifiques ont également fait valoir que certaines planètes qui chevauchent le bord extérieur de leurs ZS pourraient encore être habitables si elles avaient des concentrations suffisamment élevées de CO² dans leur atmosphère, assurant ainsi un effet de serre suffisant. Cependant, trop de CO² serait mauvais pour la vie telle que nous la connaissons.

Un bon exemple de ceci est Kepler-62f, une super-Terre qui orbite autour d'une étoile légèrement plus petite et plus sombre que notre Soleil à environ 990 années-lumière de la Terre. Lors de sa découverte en 2013, cette planète était considérée comme un bon candidat à la vie extraterrestre, en supposant la présence d'un effet de serre suffisant.

Cependant, des calculs ultérieurs effectués par des chercheurs de l'Institut d'astrobiologie de la NASA ont montré qu'il faudrait 1000 fois plus de dioxyde de carbone (300 à 500 kilopascals) que ce qui existait sur Terre lorsque des formes de vie complexes ont d'abord évolué (il y a environ 1,85 milliard d'années) - ce qui serait toxique pour la plupart des formes de vie complexes ici sur Terre.

Une fois ces contraintes physiologiques prises en compte, on estime que la zone habitable pour la vie complexe doit être significativement plus étroite que ce qui avait été précédemment estimé - environ un quart de ce que nous pensions.

De l'eau, de l'eau partout!

Une autre grande préoccupation a à voir avec la prévalence de l'eau sur les planètes extrasolaires. Pour faire simple, beaucoup de ces planètes peuvent avoir trop d'eau, ce qui serait en fait mauvais pour la vie. Comme pour la plupart des choses, trop de bonnes choses peuvent vous tuer!

Sur la base des données du Télescope spatial Kepler et Gaia mission, les scientifiques ont réussi à mesurer avec précision les rayons des plus de 4000 exoplanètes découvertes jusqu'à présent, ainsi que leurs périodes orbitales et d'autres paramètres.

Ces exoplanètes candidates peuvent être divisées en deux catégories de taille: celles qui ont 1,5 fois le rayon de la Terre et celles dont la moyenne est d'environ 2,5 rayons terrestres. Alors que les planètes appartenant à la première catégorie sont considérées comme rocheuses, on pense généralement que les dernières vont des super-Terres aux géantes gazeuses de la taille de Neptune.

Selon les modèles de composition de ces planètes, on estime que bon nombre des exoplanètes qui font entre deux à quatre fois la taille de la Terre sont en fait des «mondes aquatiques». Ce sont des planètes où environ 50% de la masse est constituée d’eau (alors qu’elle ne représente que 0,2% de la masse terrestre).

Combinées à leurs paramètres orbitaux, les températures de surface sur ces planètes sont susceptibles d'être assez élevées, conduisant à une atmosphère dominée par la vapeur d'eau. Sous la surface, les océans sont susceptibles d'avoir une couche de glace à haute pression autour d'un noyau rocheux.

Rien de tout cela n'est particulièrement bon pour la vie. Au-delà de la chaleur extrême et du manque d'accès à un ensoleillement suffisant, il y a aussi le problème de l'absence de masse terrestre. Selon plusieurs axes de recherche, les planètes ont besoin des continents et des océans pour qu'une vie complexe émerge.

Une épaisse couche de glace entre le noyau et l'océan signifierait également que l'activité hydrothermale n'aurait pas lieu sur le fond de l'océan, ce qui peut également être essentiel à la vie. Ceci est basé sur le fait que sur Terre, la première preuve fossilisée de la vie (environ 3,77 milliards d'années) a été trouvée sur le fond marin autour des évents hydrothermaux.

Des océans aussi profonds constitueraient également un obstacle au cycle du carbone. L'une des raisons pour lesquelles la Terre a pu maintenir des températures stables sur de longues échelles de temps est grâce aux échanges réguliers de CO² entre l'atmosphère et la croûte.

C'est ce qu'on appelle le cycle du carbone, où l'activité tectonique transforme le CO² atmosphérique en minéraux carbonatés (ce qui conduit au refroidissement global) puis le libère à nouveau via les volcans (conduisant au réchauffement climatique).

Un tel processus ne serait pas possible sur les mondes aquatiques, où toute la surface est recouverte d'océans très profonds. Sur ces mondes, l'eau empêcherait l'absorption du dioxyde de carbone par les roches et supprimerait l'activité volcanique - bien qu'il soit possible que les océans eux-mêmes puissent recycler suffisamment de CO2.

Mondes géologiquement "stagnants"

Enfin et surtout, il y a la question de l'activité tectonique elle-même. Sur Terre, la croûte et le manteau (aka. Lithosphère) sont constitués d'une série de plaques qui sont en mouvement constant. Lorsque deux plaques entrent en collision, le résultat est la subduction, où une plaque est poussée sous l'autre et plus profondément dans le sous-sol.

Cette subduction fait fondre le manteau dense et forme un magma flottant qui monte ensuite à travers la croûte jusqu'à la surface de la Terre pour créer des volcans. Comme indiqué précédemment, ce processus est au cœur du cycle du carbone car il repousse le CO² dans le manteau et retourne dans l'atmosphère.

À cet égard, la tectonique des plaques et l'activité volcanique ont été au cœur de l'émergence de la vie ici sur Terre en veillant à ce que les températures de surface restent stables. Cependant, sur les planètes à «couvercle stagnant» où l'activité tectonique n'existe pas, la situation serait tout à fait différente.

Ce sont des planètes où la croûte consiste en une seule plaque sphérique géante flottant sur le manteau, plutôt qu'en morceaux séparés. Jusqu'à présent, aucune planète extrasolaire n'a encore été confirmée présentant une activité tectonique, ce qui peut indiquer que les planètes à paupières stagnantes sont beaucoup plus courantes.

Fondamentalement, ces planètes auraient beaucoup plus de mal à maintenir un cycle du carbone et à maintenir des températures qui favorisent l'habitabilité. Cependant, des recherches plus récentes ont indiqué qu'il serait toujours possible si ces planètes avaient suffisamment d'éléments produisant de la chaleur lors de leur formation (c'est-à-dire, c'est le budget thermique initial).

Mystère persistant de la vie

Un autre problème lorsqu'il s'agit de trouver des mondes qui pourraient avoir de la vie sur eux a à voir avec la question non résolue de savoir comment la vie émerge. Alors que les scientifiques savent certainement quels éléments de base sont essentiels à la vie ici sur Terre, ils ne savent toujours pas exactement comment tout cela est arrivé.

À un moment donné dans un passé lointain, tous les ingrédients inorganiques essentiels à la vie se sont réunis pour créer la vie organique (un processus appelé «abiogenèse»). À l'heure actuelle, on ne sait toujours pas comment cela s'est passé, bien que les expériences se rapprochent constamment d'une réponse.

Là encore, il est également possible que les premiers composés prébiotiques ou même les formes de vie soient venus sur Terre via des astéroïdes ou des météorites (conformément à la théorie de la «panspermie»). Si cela est vrai, alors le processus de transformation des éléments inorganiques en vie s'est produit ailleurs.

En fin de compte, le mieux que nous puissions faire est de continuer à chercher. Alors que les scientifiques du laboratoire continuent d'étudier les formes de vie terrestres dans l'espoir de découvrir comment la vie a commencé sur Terre.

Pendant ce temps, les missions d'exploration continueront de fouiller le système solaire pour voir où d'autre la vie pourrait émerger tandis que les astronomes continueront de sonder l'Univers dans l'espoir de trouver plus d'exemples de planètes porteuses de vie.

Alors que les chercheurs expérimentaux bénéficient d'instruments améliorés, de méthodes de recherche et de partage de données, les efforts d'exploration bénéficieront du déploiement de télescopes et d'explorateurs robotiques de nouvelle génération dans les années et décennies à venir.

Dans le cas du premier, il s'agit notamment duTélescope spatial James Webb (JWST) et le Télescope spatial infrarouge à grand champ (WFIRST), ainsi que des observatoires au sol comme l'Extremely Large Telescope (ELT), le Thirty Meter Telescope et le Giant Magellan Telescope (GMT).

Dans le cas de ce dernier, il s'agit de Mars 2020 rover, le Europa Clipper vaisseau spatial, le JUpiter Icy Moon Explorer (JUICE), le Libellule mission à Titan, et bien d'autres.

  • ESA - Que sont les exoplanètes?
  • NASA - Zones habitables galactiques
  • PHL - Catalogue des exoplanètes habitables
  • ESA - Comment trouver une planète extrasolaire
  • NASA - JWST - Planètes et origines de la vie
  • NASA - Un nouveau modèle pour les zones habitables
  • Wikipédia - Zone habitable circonstellaire
  • NASA - À la recherche de la vie dans tous les bons endroits
  • USM - Planétarium: "Le soleil devient-il plus chaud?"
  • NASA - Accueil chaleureux: à la recherche de planètes habitables
  • NASA - Le bord extérieur de la zone habitable d'une étoile, un endroit difficile pour la vie


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