mise à jour : 14 décembre 2018
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Détecter les planètes habitables/habitées

Auteur: Martin TURBET
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Bestiaire des systèmes planétaires multiples observés par Kepler
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Exemples de systèmes planétaires multiples observés par le satellite Kepler. À la date du 1er Janvier 2016, près de 500 systèmes planétaires multiples ont été observés par Kepler.
Crédit : Daniel Fabricky (Université de Chicago)

Grâce à l'accumulation de près de 20 ans d'observations d'exoplanètes, il est aujourd'hui possible d'estimer plusieurs termes de la fameuse équation de Drake, équation qui tente d'évaluer simplement la probabilité que nous aurions à communiquer avec d'autres civilisations dans notre galaxie. Le premier terme de l'équation - taux de formation d'étoiles dans la galaxie - est pour l'instant le mieux contraint (~10 étoiles/an). Il est possible en réalisant des statistiques sur les observations faites d'exoplanètes d'évaluer (au moins au premier ordre) la proportion d'étoiles ayant un système planétaire, et il apparaît aujourd'hui en effet que la présence de planètes autour d'une étoile semble être bien plus la règle que l'exception. Par exemple, en utilisant l'ensemble des observations réalisées par la méthode des vitesses radiales, il a été estimé (Howard, 2010) que près de 23% des étoiles devraient posséder une planète de taille similaire à la Terre (entre 0.5 et 2 masses terrestres) et qu'autour d'environ 50% des étoiles M (Bonfils, 2013) orbiteraient des planètes telluriques (de 1 à 10 masses terrestres).

Un certain nombre de systèmes planétaires aujourd'hui détectés pourraient possiblement héberger des planètes rocheuses (< 10 masses terrestres) situées dans la Zone Habitable de leur étoile. C'est le cas de HD85512b, Gliese 667Cc, HD40307g, Kepler-22b ... Parmi toutes ces planètes, quelle fraction est adaptée à l'apparition et au développement de la vie telle que nous pouvons l'imaginer ? L'estimation des quatrièmes et cinquièmes termes de l'équation de Drake nécessite de répondre à cette question.

Le projet SETI : Détecter une civilisation avancée

Dans les années 1960, des scientifiques américains se lancent dans un grand projet : rechercher des signaux artificiels d'origine cosmique. Une des manières les plus efficaces (à notre connaissance) pour communiquer à longue distance est d'utiliser les ondes radio (faible absorption atmosphérique, peu énergétiques, ...). Les scientifiques du projet SETI ( Search for ExtraTerrestrial Intelligence) se mettent alors en tête d'utiliser des radiotélescopes pour observer le ciel à la recherche de signaux extraterrestres. Mais 50 ans plus tard, aucune observation fructueuse n'a été réalisée ...

Le lancement du satellite Kepler en 2009 révèle la présence d'un grand nombre de systèmes multiplanétaires (près de 500 à la date du 1er Janvier 2016). Il est maintenant possible de connaître la position relative des différentes exoplanètes d'un même système planétaire au cours du temps, et donc de savoir à quel moment deux planètes d'un même système planétaire sont alignées avec la Terre. Dans ces conditions particulières, il est possible d'"intercepter" une communication focalisée d'une planète à l'autre ... Les scientifiques du projet SETI se servent aujourd'hui de ces informations pour pointer avec plus de pertinence leur radiotélescopes. Affaire à suivre ...

Détecter des planètes habitées : La recherche de biomarqueurs

Une manière probablement plus scientifique et moins hasardeuse de détecter des planètes habitées est de s'intéresser à l'ensemble des planètes où la vie aurait pu un jour apparaître et de répondre aux questions suivantes : 1. Comment la vie peut-elle modifier son environnement (atmosphère, surface, ...) ? 2. Ces changements peuvent-ils être observés depuis la Terre ?

Pour détecter la présence d'une espèce chimique à la surface ou dans l'atmosphère d'une exoplanète, il convient de réaliser un spectre en absorption, en émission ou en réflexion de la planète. En 1993, l'équipe de Carl Sagan décide d'utiliser cette technique en pointant la sonde Galileo (alors en chemin vers Jupiter) vers la Terre à la recherche de signatures éventuelles de la vie. Ils conclurent alors que la présence simultanée de dioxygène O_2 en grande quantité et de méthane CH_4 est un signe d'activités biologiques. Sur Terre, le dioxygène (~21% de la composition atmosphérique) est essentiellement le produit de la photosynthèse. Les cyanobactéries et les plantes sont les principaux responsables de la production d'0_2, utilisant les photons émis par le Soleil pour former à partir du CO_2 et de l'eau des molécules organiques. Le méthane produit sur Terre a lui aussi une origine essentiellement biologique. C'est la combinaison de méthane (gaz réducteur) et de dioxygène(gaz oxydant), situation chimiquement instable, qui témoigne de la production simultanée de ces deux gaz, caractéristique d'une activité biologique.

Note : L'ammoniac NH_3, produit également de manière biologique (et dans les mêmes proportions), pourrait jouer un rôle (gaz réducteur) similaire à celui du méthane. Néanmoins, l'ammoniac est présent en très faible quantité dans l'atmosphère terrestre car il est facilement photodissocié par le flux UV. Il existe d'ailleurs un certain nombre d'autres "biomarqueurs" de l'activité biologique terrestre comme les oxydes d'azote (NO_x), les chlorofluorocarbures (gaz CFC) ... mais qui sont (pour un certain nombre de raisons) à priori présents en trop faibles quantités pour être détectés dans les années à venir par des techniques de spectroscopie.

On notera enfin qu'il existe un certain nombre de processus abiotiques (e.g. non-biologiques) qui dépendent d'un grand nombre de paramètres et qui sont susceptibles de biaiser la présence de tel ou tel biomarqueur. Finalement, c'est surtout le déséquilibre chimique dans l'atmosphère (présence de l'oxydant O_2 et du réducteur CH_4 sur Terre) qui semble être un bon indicateur de présence de vie.

Détecter des planètes habitables de classe I

Les planètes effectivement habitées ne représentent (à priori) qu'une fraction des planètes habitables. Comment peut-on observer de l'eau liquide à la surface d'une exoplanète ?

  • L'eau liquide à la surface est en équilibre avec de la vapeur d'eau. Détecter la présence de vapeur d'eau par spectroscopie constitue donc un premier élément.
  • Si l'eau liquide recouvre (sous forme d'océans) la majeure partie de la planète, la mesure de l'albédo planétaire (dans le domaine d'émission de l'étoile environnante) peut renseigner sur la présence d'eau liquide en surface / la présence de nuages d'eau dans l'atmosphère.
  • En mesurant le flux absorbé ou émis par la planète, et en ayant une idée (grâce à la spectroscopie) des abondances relatives des principales espèces chimiques, on peut utiliser des modèles de climat pour estimer la température à la surface d'une telle planète et savoir si elle est compatible avec la présence d'eau liquide.

Dans les décennies à venir, il semble raisonnable d'espérer que les premières observations spectroscopiques de planètes telluriques dans la Zone Habitable seront réalisées. Il sera alors possible d'y confronter les notions présentées dans ce cours et ainsi très probablement de les mettre à jour ...

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