Conditions d'apparition de la vie

Notre galaxie compte environ 200 milliards d'étoiles et les statistiques nous disent qu'elle contiendrait 2 000 milliards de planètes. Cela semble suffisant pour dire que la vie a certainement trouvé de nombreux lieux, parmi les zones habitables de ces milliards d'étoiles, pour se développer. Cependant il faut réunir tellement de conditions favorables que cela restreint fortement les possibilités.
La première des conditions indispensables est la présence d'eau à l'état liquide. L'eau est abondante dans l'Univers matériel qui est constitué de 74% d'hydrogène, de 24% d'hélium, de 1% d'oxygène et tous les autres éléments réunis ne représentent que 1% de la matière ordinaire. Les scientifiques pensent que l'eau liquide est vitale, à cause de son rôle, dans les réactions biochimiques. Elle est même considérée comme un élément indispensable, à un écosystème viable car elle favorise énormément le transport des matériaux nécessaires à une activité biochimique. Une planète doit donc avoir de l'eau liquide et la garder suffisamment longtemps, des milliards d'années, pour avoir une chance de conserver la vie. Personne ne sait comment la vie apparait, le passage de l'inanimé à l'animé est encore une mystère, mais la vie telle qu'on l'observe sur notre planète est basée sur la chimie du carbone en solution dans l'eau liquide. Si la vie existe ailleurs elle doit être basée sur la chimie du carbone, la vie n'a pas emprunté le chemin du silicium beaucoup plus présent sur Terre que le carbone. Les spécialistes ont essayé d'imaginer la vie dans une autre chimie que celle du carbone et tous disent que c'est beaucoup plus compliqué car le carbone (C) est le composant essentiel des composés organiques, il est à la base d'une multitude de composés et s'associe très bien avec les autres atomes en particulier avec l'hydrogène, l'oxygène, l'azote, le phosphore et le soufre. Puisque dans l'Univers la molécule d'eau (H2O) est présente partout, toutes les planètes doivent en avoir. La difficulté sera de garder l'eau en surface à l'état liquide pendant des milliards d'années et pour cela la planète habitable doit réunir de très nombreuses conditions favorables à sa stabilité.

Tout d'abord, il faut que la planète reste en orbite dans une zone habitable.
Quelle est la taille cette la zone de vie ?
Les modèles numériques montrent que si on éloigne la Terre du Soleil de 12%, elle ne recevra alors que 79% de la chaleur du Soleil et à cet endroit le climat s'emballe, la Terre se recouvre très rapidement de glace, en quelques dizaines d'années. Pourtant la Terre a toujours été habitable malgré l'évolution de la chaleur du Soleil. Au début le Soleil était 25% moins brillant qu'aujourd'hui et pourtant il y a toujours eu de l'eau liquide à la surface de la Terre avec en moyenne un climat plus chaud qu'aujourd'hui. C'est le paradoxe du jeune Soleil faible. Cette vieille énigme de l'année 1972, a été soulevée par les astronomes Carl Sagan et George Mullen lorsque les preuves d'eau liquide et de vie, sous forme de bactéries, ont été trouvées dans les couches géologiques, du début de la formation de la Terre. Sagan et Mullen suggérèrent à l'époque, qu'un effet de serre 3 fois plus important qu'aujourd'hui, a dû exister grâce à l'ammonium et au méthane. Grâce à cet effet de serre primordial, la Terre a pu conserver la faible chaleur émise par le jeune Soleil. Ensuite alors que le Soleil brillait de plus en plus, le cycle carbonate silicate a pris le relai pour stabiliser le climat de la Terre. Si la planète est capable de stabiliser son climat, la limite supérieure de la zone habitable recule à 1,6 ua.
La limite intérieure de la zone habitable a été calculée par les modèles informatiques à 5% (0,95 ua). A cet endroit, plus près du Soleil, le système climatique s'emballe. La température augmente, l'effet de serre augmente et les océans s'évaporent. Les liaisons des molécules d'eau sont cassées dans l'atmosphère,  et l'hydrogène très léger disparait dans l'espace. Peu à peu la planète perd toute son eau.
C'est donc entre 0,95 et 1,65 ua que la Terre peut garder de l'eau liquide à sa surface. Mais il faudra qu'elle reste très longtemps dans cette zone pour permettre l'évolution de la vie. C'est grâce au cycle carbonate silicate et la tectonique des plaques que la Terre a pu garder son atmosphère.

Le cycle carbonate silicate explique en partie la stabilisation du climat terrestre aux échelles de temps long. Le cycle commence lorsque le CO2 atmosphérique se dissout dans l'eau de pluie, formant de l'acide carbonique, H2CO3. Les produits de cet altération finiront dans les océans. Là, les organismes qui vivent à la surface des océans les utilisent pour fabriquer des coquilles de carbonate de calcium (CaCO3). Lorsque les organismes meurent, ils tombent sur le plancher océanique. Ensuite la tectonique des plaques recycle le CO2 dans les zones de subduction et le libère sous forme gazeuse en l'évacuant dans l'atmosphère par les cheminées volcaniques. Si les volcans ne crachaient pas le CO2 il n'y en aurait plus au bout de 400 000 ans. Puis le cycle recommence lorsque le CO2 émis par les volcans est dissous naturellement par le lessivage de l'eau (cycle de l'eau) qui emmène le CO2 au fond des océans. C'est ce processus qui a permis de faire fonctionner la "machine climatique".

En résumé pour garder l'eau à l'état liquide, il faut une planète vivante avec une intense activité géologique. Or le phénomène de tectonique des plaques est absent sur les autres planètes du système solaire. Il semble que si la planète est trop petite comme Mars, elle ne peut pas avoir de tectonique des plaques, mais si la planète est plus grosse (super terre), la convection est moins efficace, il n'y aura qu'une seule grosse plaque. Pourtant Vénus, qui a la même taille que la Terre, ne bénéficie pas de la tectonique des plaques !

N. B. : La zone habitable circumstellaire ou écosphère est un tube circulaire théorique entourant une étoile, dans lequel la température à la surface des planètes en orbite, permet l'apparition d'eau liquide. Une zone habitable peut donc abriter la vie, mais les conditions favorables pour qu'elle s'y développe sont si nombreuses que les possibilités sont extrêmement réduites.

Image : Diagramme illustrant le cycle carbonate-silicate.
Crédit : J. F. Kasting, Science Spectra, 1995, Issue 2, p. 32-36. Adapted from J. F Kasting, 1993.

Une autre des conditions importantes pour conserver l'eau liquide, concerne les propriétés astronomiques de l'étoile autour de laquelle la planète orbite. Là aussi elles sont restreintes par le fait que 60% des étoiles sont des étoiles doubles, ce qui n'est pas très favorable à l'apparition de la vie car les orbites des planètes de ces systèmes sont irrégulières et donc chaotiques. L'excentricité de la planète habitable doit rester faible de l'ordre de 0 (orbite circulaire). Celle de la Terre (0.01) est idéale. Les observations des exoplanètes montrent une moyenne d'excentricité de 0.29, ce qui est énorme. Lorsque l'excentricité est importante, l'orbite de la planète est instable car elle s'expose aux aléas des forces gravitationnelles des autres planètes (travaux de Jacques Lascar) et donc la stabilité de la température est aussi aléatoire. Parmi les systèmes solaires observés, très peu proposent à leurs planètes des orbites presque circulaires, comme dans notre système solaire.
Une autre des conditions importantes pour conserver l'eau liquide, concerne la masse de l'étoile. Les étoiles ont une masse comprise entre 1/100ème et 100 masses solaires environ. Les étoiles plus grosses que le Soleil, entre 1,2 et 1,5 masses solaires émettent beaucoup trop de rayons ultraviolet, ce qui n'est pas favorable à l'apparition de la vie, de plus elles ont une durée de vie beaucoup trop courte pour que la vie s'y développe.

Les étoiles plus petites que le Soleil émettent beaucoup de rayons X et des particules nocives pour la vie. 75% des étoiles ont une masse proche de 0.5 masse solaire. Ces étoiles brillent très peu et donc la zone habitable est très proche. Du fait de leur proximité les planètes habitables synchronisent leur rotation avec leur étoile par effet de marée, elles ont donc un côté glacé et l'autre brulant. Bien qu'à la frontière il peut y avoir une "région tempérée", la situation n'est pas très favorable pour garder de l'eau à l'état liquide. De plus à cette distance, elles n'ont pas de champ magnétique car le fait d'être synchrone empêche la rotation différentielle du noyau de la planète. Ce qui les expose encore plus aux radiations solaires.
En résumé, c'est donc autour des étoiles de 0,9 et 1,2 masse solaire que l'on peut trouver la vie. Il n'y a rien d'étonnant dans les simulations des modèles informatiques car elles décrivent les conditions idéales qui correspondent à notre système, cependant cela permet aux chercheurs de comprendre de mieux en mieux les conditions complexes d'apparition de la vie.

N. B. : L'excentricité définit la forme d'une orbite elliptique, elle varie entre 0 et 1. 0 pour des orbites circulaires. Une forte excentricité diminue l'axe le plus petit (périhélie) et augmente l'axe le plus grand (aphélie), mais ne modifie pas le grand axe.

Image : Le Soleil est de type spectral G. Une étoile est caractérisée par sa couleur (son type spectral), et sa luminosité. Pour un type spectral donné, plus l'étoile est grande, plus sa chaleur est élevée et plus sa luminosité est forte. Les étoiles O et B sont bleues, les étoiles A sont blanches, les étoiles F et G sont jaunes, les étoiles K sont orange, les étoiles M sont rouges.

Une eau pure existe sous une seule phase, solide, liquide ou gazeuse, pour une pression et une température données. L'exception est le point triple (voir schéma ci-contre), où les 3 phases coexistent à une température et une pression données.
Un couple pression température, correspondant à une transition de phase, c'est-à-dire à un changement d'état, entre une phase solide et une phase liquide (fusion), entre une phase liquide et une phase solide (solidification), entre une phase solide et une phase gazeuse (sublimation), entre une phase gazeuse et une phase solide (condensation), entre une phase liquide et une phase gazeuse (vaporisation), entre une phase gazeuse et une phase liquide (liquéfaction). Au delà du point critique entre la transition liquide et gaz, l'eau atteint la phase de fluide, à la fois gazeuse et liquide à une pression de 218 atmosphères et à une température de 374° Celsius.