TPE : La vie humaine ailleurs ?

Les conditions de vie sur Terre

          La vie est capable de prospérer sur Terre dans des endroits très surprenants : certaines espèces sous-marines sont ainsi capables de survivre à des profondeurs si extrêmes que l'Homme n'a pas encore percé tous leurs mystères. L'un des exemples les plus incroyables est le tardigrade : cet animal invertébré aux capacités extraordinaires ne mesure qu'entre 0,1 et 1,5 mm ! Il est pourtant capable de supporter des températures extrêmes (-272,8 °C, soit quasiment le zéro absolu) et des pressions importantes (jusqu'à 1200 atmosphères !), mais également de survivre à des doses de radiations extraordinaires (jusqu'à 570 000 rads, alors que 500 suffisent à tuer un humain) : de quoi qualifier les super-héros de "petites natures" ! Les scientifiques sont amenés à penser que le tardigrade serait d'origine extraterrestre...Mais alors, est-ce que cela signifie que la vie est capable de se développer partout dans l'Univers ? La réponse est évidemment non.

        La vie est capricieuse, c'est une de ses premières caractéristiques que les scientifiques ont eu le "plaisir" de constater...Pour qu'elle puisse apparaître sur une planète, il faut que cette dernière se plie à des règles très spécifiques. Ces règles, ou conditions, sont celles d'un équilibre : la taille de cette planète, son poids, son champ magnétique, son atmosphère...tous ces détails sont primordiaux pour que la vie puisse faire son apparition. Nous allons tout d'abord nous concentrer sur les conditions de vie sur une planète à l'aide d'une fiche technique détaillée, puis nous nous intéresserons aux caractéristiques physiques d'une planète avant de terminer par une les caractéristiques chimiques qui ont retenus l'attention des scientifiques quant au développement de la vie à sa surface.

A) FICHE TECHNIQUE : Quelles sont les conditions qui peuvent amener à la vie sur une planète ?

La vie est capable de se maintenir partout où elle peut disposer d'eau et d'une source d'énergie : certaines moisissures vivent ainsi sur une roche et s'en nourrissent. Mais pour apparaître sur une planète, il faut que la plupart des conditions de vie soient réunies pour qu'elle puisse s'y développer...

• Sur le plan galactique : elle doit se trouver assez proche du centre galactique afin que des minéraux puissent se former après la mort de certaines étoiles, mais aussi assez loin pour éviter les explosions de supernovae, les radiations extrêmes ou encore l'attraction des trous noirs galactiques

• Sur le plan de son système : elle ne doit pas être située trop proche de son étoile, au risque de ne pas avoir d'eau liquide à sa surface

• Sur le plan de sa taille et de son axe de rotation : elle ne doit être ni trop grosse, ni trop petite

• Sur le plan de son voisinage : il est préférable qu'elle est une voisine de très grosse taille (semblable à celle de notre Jupiter), afin d'empêcher les comètes et les astéroïdes de s'écraser à sa surface grâce à un puissant pouvoir d'attraction

• Sur le plan de son champ magnétique : elle doit posséder un champ magnétique qui la protégera des radiations solaires et des rayons cosmiques mortels pour les formes de vie

• Sur le plan atmosphérique : elle doit avoir une atmosphère qui la protégera des rayons cosmiques mortels

• Sur le plan géologique : elle doit sans cesse pouvoir renouveler les molécules de gaz carbonique de son atmosphère pour assurer la présence d'eau liquide

Ainsi, si ces conditions sont respectées, et si de gigantesques astéroïdes ne décident pas de venir tout détruire en s'écrasant à sa surface, la vie pourra peut-être se développer sur cette planète...

B) Les caractéristiques physiques particulières d'une planète

       La physique est une branche de la science qui s'intéresse à la "connaissance de la nature" (du latin "physica" qui signifie "science de la nature"). Les caractéristiques physiques d'une planète sont donc liées aux mécanismes naturels de celle-ci. Nous allons nous intéresser à deux d'entre elles : la distance entre une planète et son étoile dans un même système planétaire, puis la masse de cette étoile et de la planète elle-même.

a) La distance par rapport à son étoile

          La distance entre une planète et son étoile permet aux astrophysiciens de déterminer la quantité reçue par la planète de rayonnement solaire, conditionnant ainsi trois facteurs primordiaux à l'apparition de la vie : la température, la lumière disponible et la quantité reçue de rayonnements nocifs. Mais comment peut-on donc calculer cette distance ? Par quelle formule est-il possible d'étudier l'espace séparant une planète, telle que notre Terre, à son étoile, comme le Soleil ?

         Pour cela, nous allons devoir remonter bien des années auparavant, dans l'Antiquité, et plus précisément vers 289 avant Jésus-Christ. Aristarque de Samos, un astronome et mathématicien grec, se penche sur la question des distances et des dimensions du Soleil et de la Lune. En effet, il est le premier à avoir compris que les éclipses solaires étaient dues au passage de la Lune devant le Soleil, prouvant ainsi que ce dernier était plus éloigné de la Terre qu'il n'y paraissait ! Il fut également célèbre pour être l'un des premiers scientifiques à s'intéresser à la théorie de l'héliocentrisme, théorie plaçant le Soleil (et non la Terre, contrairement au géocentrisme) au centre de l'Univers. 

Mais revenons à notre distance Terre-Soleil. Aristarque s'interrogea sur le moyen de la calculer avec précision. Ce fut à l'aide de méthodes mathématiques fortes ingénieuses et de beaucoup d'application qu'il parvint à obtenir un résultat...très encourageant !

         Aristarque, pour calculer cette distance, choisit d'observer lorsque la lune est à "demi-pleine". On appelle cette forme le Premier Quartier de Lune. Elle se produit lorsque l'on peut voir seulement la moitié de la Lune éclairée, prouvant ainsi que l'angle formé par la Terre, la Lune et le Soleil est droit : nous appellerons cet angle TLS. Il en déduit une condition : si le Soleil était situé à l'infini, cela signifierait que le Premier Quartier serait à mis chemin entre la Nouvelle Lune et la Pleine Lune. Or, Aristarque comprend que ce n'est pas le cas, et en déduit que le Soleil est à une distance finie de la Terre. De plus, l'arc d'orbite entre le Premier Quartier et la Pleine Lune est plus long que celui entre le Premier Quartier et la Nouvelle Lune. En supposant que l'orbite de la Lune autour de la Terre est un cercle qu'elle parcours à vitesse constante, l'intervalle de temps entre la Nouvelle Lune et le Premier Quartier est le plus court. Aristarque a donc mesuré cet intervalle de temps, puis celui entre la Pleine Lune et le Premier Quartier. Il a ainsi trouvé une différence de 6 heures, et déduit un angle de 3°. A l'aide d'équation lui permettant de résoudre le triangle TLS, il affirme que le Soleil est 19 fois plus loin que la Lune de la Terre.

Schéma de l'expérience d'Aristarque

Cependant, Aristarque commis une erreur dans son raisonnement. En effet, en observant seulement à l'œil nu, la mesure du temps ne peut pas être précise : ce n'est donc pas une valeur de 6 heures qu'il est censé trouver, mais une valeur de 35 minutes. Ainsi, le Soleil n'est pas 20, mais 387 fois plus éloigné que la Lune de la Terre : Aristarque s'est donc trompé d'un facteur de 20 environ ! Cette méthode reste cependant forte ingénieuse, et nous permettait déjà de comprendre que le Soleil se trouvait beaucoup plus loin de la Terre que la Lune.

Il existe, évidemment, de nouvelles méthodes pour les calculer. De plus, il faut comprendre que la Terre n'est pas toujours située à la même distance du Soleil suivant sa position : c'est également le cas des autres planètes du système solaire. Il s'agit donc toujours de mesures approximatives et instables. 

          Nous avons vu que la distance séparant une planète de son étoile déterminait la quantité reçue de rayonnement solaire. Elle conditionne donc :

• la température : la température détermine la présence ou non d'eau liquide à la surface de la planète, ce qui est indispensable pour le développement de la vie
  
• la lumière : les végétaux ont besoin de lumière pour se développer
• la quantité de rayonnements nocifs : certains rayonnements solaires, tels que les rayons ultra-violets et les rayon gamma, sont néfastes pour le développement de la vie et la stabilité de l'ADN sur une planète.
  

          Ainsi, si la Terre avait été plus proche du Soleil de seulement 4%, sa destinée aurait été celle de Vénus, celle d'une véritable fournaise, tandis que si elle avait été éloignée de 1 ou 2%, son sort aurait été celui de Mars, la planète glacée : on peut en déduire que la bande d'espace favorable à la vie autour d'une étoile est relativement étroite.

b) Sa masse et celle de son étoile

          La masse d'une planète permet aux scientifiques de déterminer la composition de leur atmosphère, tandis que la masse de l'étoile est utile pour comprendre sa durée de vie. Quels sont donc les moyens pour les calculer, et à quoi cela sert-il réellement concernant le développement de la vie sur une planète ?

         Tout d'abord, intéressons-nous au calcul de la masse de certaines étoiles doubles. On distingue plusieurs types de ces étoiles :

• les étoiles dites "visuelles" : il s'agit de celles qui peuvent être observées par des astronomes amateurs, elles sont donc visibles avec de simples télescopes
• les "astrométriques" : elles ne sont pas séparables, mais mesurables par des modifications d'éclat
• les "spectroscopiques" : elle ne sont pas séparables, mais mesurables par des décalages spectraux
  
• les étoiles dites "à éclipses" : ce sont des cas particuliers d'étoiles qui s'occultent mutuellement
  

          La masse est une des caractéristiques les plus importantes d'une étoile : elle permet en effet de déterminer sa durée de vie, mais également son comportement pendant son évolution, jusqu'à sa "mort". Il existe de nombreux procédés pour calculer cette masse. Certains relient ainsi les différentes caractéristiques de l'étoile (comme la luminosité et la gravité). D'autres encore utilisent la spectrophotométrie. Ne pouvant pas nous intéresser à chacune de ces méthodes, nous allons nous intéresser à l'une d'entre elle en particulier : celle permettant de calculer la masse d'étoiles doubles spectroscopiques. En effet, la majeure partie des étoiles sont des étoiles doubles spectroscopiques : on estime qu'une étoile sur trois en moyenne est une étoile double spectroscopique. Leurs périodes observées s'échelonnent entre quelques heures et quelques années. A l'aide de l'étude de la courbe de vitesse radiale (il s'agit de courbe représentant une période T et une amplitude donnant la composante parallèle "Vr" à la ligne de visée de la vitesse de l'étoile), on peut calculer les différents paramètres qui définissent l'orbite elliptique d'une étoile par rapport à l'autre. Toutefois, il faut savoir que l'on ne connaît (à priori) pas l'orientation du plan orbital dans l'espace, cette détermination se fait à l'effet de projection près.

Courbe de vitesses radiales des 2 composantes de l'étoile double 55 Uma

Le coin des démonstration : 
D'après la définition du centre de masse :

on a la relation, donnée par le rapport des amplitudes des deux courbes :
 
D'autre part, d'après la troisième loi de Kepler, on a :

Puis on obtient :

Si l'inclinaison  est différente de 90°, l'amplitude de la courbe de vitesse radiale est diminuée d'un facteur   .
Dans les équations précédentes,  est donc remplacé par  (respectivement ).

          Nous avons vu que la masse d'une étoile permet de déterminer la durée de vie de cette étoile, en étant lié à la température de cette étoile. On peut ainsi distinguer plusieurs catégories d'étoiles :

• les naines brunes (spectre M, L, T, Y et masse solaire inférieure à 0,08) : elles sont incapables de "s'allumer", c'est-à-dire de démarrer le processus de fusion thermonucléaire faisant la différence entre une étoile et une planète
• les naines rouges (spectre MV et masse solaire entre 0,08 et 0,8) : avec une température en surface de 2 500 et 5 000 K, elles brûlent très lentement leur carburant, s'assurant ainsi une longue existence (la majorité des étoiles de notre galaxie sont des naines rouges)
• les naines jaunes (spectre GV et masse solaire entre 0,8 et 0,2) : les naines jaunes sont des étoiles de "taille moyenne", avec une température de surface d'environ 6000 K. Par exemple, le Soleil est une naine jaune, il s'agit donc de la catégorie d'étoiles la plus susceptible d'entraîner l'apparition de la vie sur les planètes de son système.
• les naines blanches (spectre DA et masse solaire de 1,44) : il s'agit d'étoiles "mortes" n'ayant plus de réaction thermonucléaire de petite taille (environ celle de la terre) qui se refroidissent par rayonnement
• les naines noires (spectre T) : naines blanches ayant perdu tout leur éclat
• les géantes rouges (spectre M et masse solaire supérieure à 1) : il s'agit d'étoiles en fin d'existence, dont le noyau a quasiment épuisé tout son carburant, l'hydrogène
• les géantes bleues (spectre O, B et masse solaire supérieure  18) : ce sont des étoiles très brillantes, très chaudes et très massives, leur température est d'environ 20000 K ou plus, et leur durée de vie est extrêmement courte, entre 10 000 et 100 000 millions d'années, empêchant le développement de toute forme de vie intelligente à proximité
• les supergéantes rouges (spectre MI et masse solaire supérieure à 20) : décrites comme les "grandes sœurs" des géantes rouges dont la durée de vie est minimale.
  

On peut ainsi en déduire que les étoiles de taille moyenne (ou naines jaunes) comme le Soleil sont les plus favorables à l'apparition de le vie.

         Nous allons maintenant nous intéresser à la masse d'une planète. Cette dernière permet de déterminer la composition de l'atmosphère. Il est cependant plus aisé de calculer la masse d'une planète ayant un satellite en orbite autour d'elle, en considérant ce système comme un "mini système solaire". Prenons ainsi l'exemple de Jupiter, planète géante du système solaire ayant quatre principaux satellites : Io, Europe, Ganymède et Callisto. En supposant que leurs orbites sont à peu près circulaires, on peut calculer la masse de Jupiter à l'aide de la distance "r" entre la planète et son satellite en une période "T".

Le coin des démonstration : 
D'après la formule :

avec :

• M la masse
  
• r la distance entre la planète et son satellite
• T le temps que le satellite met pour faire le tour de la planète

A l'aide de ces calculs, on obtient, pour Jupiter, M = 1,91 x 10²⁷ kg. En effet, on a pu constater que la distance entre la planète géante et son satellite Europe est de 671 000 km, et que sa période T est de 3,55 jours. Grâce à cette méthode de calcul, on peut atteindre une précision de 0,01% si les mesures sont bien sûr affinées. 

De plus, il n'est pas possible d'utiliser cette méthode de calcul lorsque nous sommes confrontés à une planète isolée, c'est-à-dire à une planète sans satellite (comme Mercure ou Vénus)

. Trois solutions sont alors envisageables, solutions que nous ne développeront pas plus, mais qu'il est tout de même bon de citer :

• la première solution est de déterminer la composition chimique de la planète, afin de pouvoir en déduire sa densité. En multipliant le résultat obtenu par sa taille, on peut obtenir une masse approximative, mais cette méthode n'est pas vraiment fiable car certaines propriétés des matières composant une planète sont encore inconnues
• la seconde solution consiste à analyser les petites variations de trajectoires que les planètes exercent entre elles, car ces variations sont directement liées à la masse de la planète
• les troisième et dernière solution reste alors la plus simple : en envoyant un satellite artificiel et en mesurant son orbite autour de la planète, les scientifiques peuvent utiliser la méthode la plus fiable, celle expliquer un peu plus tôt.

          La masse de la planète est déterminante pour analyser la composition chimique de l'atmosphère qui l'entoure, car elle est directement liée à la gravité. Cette force sélectionne les atomes retenus sur la planètes et ceux qui peuvent "s'échapper" vers l'espace. Ainsi, si la planète est trop massive, elle retiendra forcément les gaz les plus légers, tels que l'hélium et l'hydrogène, créant ainsi une atmosphère faite de méthane ou d'amoniac (comme sur Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune). Au contraire, si la planète s'avère très peu massive, elle laissera s'échapper non seulement l'hydrogène, mais aussi les gaz plus lourds, comme l'oxygène. L'eau s'évaporera également. Des planètes dépourvues d'atmosphère sont exposés à la radioactivité solaire (ultraviolets) et au bombardement des astéroïdes (par exemple, la planète Mercure est dépourvue d'atmosphère). Pour abriter la vie, une planète ne doit donc pas être trop ou trop peu massive.

C) Les caractéristiques chimiques particulières d'une planète

       La chimie est une branche de la science qui s'intéresse à la matière. Les caractéristiques chimiques d'une planète sont donc liées aux substances qui composent la matière de la planètes, ainsi que leurs propriétés (transformations de la matière...) : l'atmosphère d'une planète et la présence d'eau à l'état liquide à sa surface, par exemple...

a) Son atmosphère

          L'atmosphère d'une planète est un élément essentiel concernant le développement de la vie sur une planète. Nous savons que, dans le système solaire, la Terre est la seule planète à posséder du dioxygène dans son atmosphère. Or, la vie ne pourrait se maintenir sur Terre sans cette épaisse enveloppe de gaz qui entoure la planète. Mais de quoi est composée cette atmosphère ?

          L'atmosphère s'étend jusqu'à environ 1 000 km dans l'espace. Elle est évidemment plus dense près de la surface de la Terre, mais s'atténue au fur et à mesure où on s'en éloigne. Cette enveloppe protectrice n'est composée que de gaz, dont les deux principaux sont l'azote, (78%) et l'oxygène (21%), mais on peut également y trouver de l'argon, du dioxyde de carbone et de la vapeur d'eau.

Composition de l'atmosphère

L'atmosphère terrestre est composée de 5 couches :

• la troposphère : la couche la plus proche de la surface terrestre et la plus stable, la troposphère est la zone où se trouve la couche d'ozone. C'est ici que les nuages se forment
• la stratosphère : la seconde couche de l'atmosphère, la température y croît avec l'altitude, notamment grâce à l'absorption du rayonnement solaire par l'ozone (O3)
• la mésosphère : la troisième couche de l'atmosphère, l'air y est plus mince, mais les météores peuvent quand même s'y consumer (d'où les étoiles filantes)
  
• la thermosphère : la quatrième couche de l'atmosphère, c'est dans la thermosphère que les aurores (polaires par exemple) se forment
  
• l'exosphère : la cinquième et dernière couche de l'atmosphère, elle marque la limite supérieure. C'est dans cette zone que les vaisseaux spatiaux orbitent.

Schéma de l'atmosphère

         L'eau circule entre la surface terrestre et l'atmosphère, assurant ainsi l'approvisionnement constant en eau douce : c'est le cycle de l'eau. Ainsi, les nuages (comme les stratus, les cumulus...) sont fabriqués dans la troposphère par la vapeur d'eau qui s'évapore des cours d'eau (lorsqu'elle est chauffée par le Soleil). Il existe plusieurs types de nuages, comme par exemple les stratus, larges couches d'air tranquille, les cumulus qui moutonnent quand l'air chaud monte, les cumulonimbus, larges et particulièrement hauts, qui apportent la pluie (ou la grêle), et, enfin, les cirrus, au sommet de la troposphère, qui sont constitués d'infimes cristaux de glace.

b) La présence d'eau liquide

          La présence d'eau liquide sur Terre est considéré comme le principal atout de la planète concernant l'apparition de la vie à sa surface. Elle contient ainsi une incroyable quantité d'eau : on considère qu'environ 70% de la surface de la Terre est recouverte d'océans ! Mais pour quelle raison est-elle si importante ?

          L'eau, avant tout, est une molécule appelée H₂O qui peut exister sous trois états bien connus : l'état solide (comme les glaciers), l'état liquide (comme les rivières) et l'état gazeux (comme la vapeur d'eau). L'état sous lequel l'eau se trouve dépend de la température, bien sûr (l'eau se solidifie quand la température est inférieure à 0°C et s'évapore à partir de 100°C), mais aussi de la pression atmosphérique. C'est pour cela que l'eau se trouve sous la forme de neiges éternelles aux sommets de certains glaciers. Afin de savoir se trouverait l'eau, nous allons nous intéresser à un diagramme d'état de l'eau, qui indique les zones de température ET de pression correspondantes à chaque état.

Diagramme de l'eau 

          Ainsi, sur Terre, les conditions sont telles que l'eau est présente à l'état liquide, avec une température moyenne de 15°C à sa surface et une pression atmosphérique de 101 325 Pa. C'est, actuellement, la seule planète du système solaire possédant ces caractéristiques. La présence d'eau liquide à la surface d'autres planètes par le passé (comme Mar) est une question scientifique majeure.