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Y-a-t-il de la vie ailleurs que sur Terre ?

Avec les récentes détections de planètes telluriques depuis la Terre ou par le télescope spatial Kepler, cette question ancestrale prend tout son sens. Nous savons à présent que la plupart des étoiles sont entourées de planètes rocheuses comme la Terre. Cependant, de nombreuses questions demeurent : Les conditions propices à la vie sont elle fréquentes ou exceptionnelles ? Où faut-il chercher ? A quoi ressemblent les objets, dans notre galaxie, capables d’héberger la vie ? Ce cours propose d’identifier les différents critères à réunir pour qu’une planète (ou une lune) soit susceptible d’héberger de la vie.

Une planète sera dite “habitable” si y sont réunies un ensemble de conditions qui la rendent propice à l’apparition et au maintien de la vie telle que nous pouvons l'imaginer et la reconnaitre. Cela ne signifie pas pour autant que la vie va effectivement s’y développer !

Planète Tatooine

De la vie sur la planète Tatooine.

Crédit : Star Wars

La vie telle que nous pouvons l'imaginer (et la reconnaitre) à partir de notre expérience terrestre se base sur la chimie du carbone en solution dans l'eau liquide et une évolution par réplication/reproduction. Pour être habitable, une exoplanète doit donc vérifier simultanément quatre critères : Avoir du carbone, de l'eau liquide, une source d'énergie et une surface solide ou liquide.

Du Carbone

I. Elle doit contenir du carbone. Le carbone est présent dans 95% des composés chimiques connus à ce jour et est un élément chimique indispensable à la vie. D'une part, chaque atome de carbone est capable de former quatre liaisons moléculaires. D'autre part, les atomes de carbone forment avec les autres atomes (oxygène, hydrogène, ... mais aussi carbone !) des liaisons dont la stabilité n'est ni trop grande, ni trop faible. Ce sont ces deux propriétés qui sont à l'origine de la richesse de la chimie du carbone, justement appelée chimie "organique". D'autres atomes, comme par exemple le silicium sont eux aussi capables de créer simultanément 4 liaisons. Le silicium forme cependant avec certains atomes (notamment l'Oxygène) des liaisons beaucoup trop stables pour pouvoir permettre une diversité de composés chimiques nécessaire à la vie.

Un exemple : le méthane (CH4)

On a représenté ici une molécule de CH4. L'atome de Carbone est au centre, en noir. Il est capable de former simultanément 4 liaisons covalentes. Dans la molécule de CH4, l'atome de Carbone forme 4 liaisons avec 4 atomes d'hydrogène différents.

Crédit : Wikipedia

De l'eau liquide

II. Une planète habitable doit avoir de l'eau liquide stable, à sa surface sous forme d'océans ou de lacs, ou dans des nappes d'eau souterraines. Sur Terre, l'eau liquide est indispensable à la vie telle que nous la connaissons. En son absence, il n'existe aucune activité biologique ni reproduction. Certains organismes peuvent survivre desséchés à l'état de "spores", mais leur métabolisme est stoppé. Inversement, presque partout où l'eau liquide est présente, même à grande profondeur sous-terre, ou dans des conditions extrêmement chaudes, acides, salées, etc.. la vie est active. L'eau liquide semble ainsi être la condition nécessaire et suffisante pour la vie terrestre telle que nous la connaissons. En effet, en l'état actuel de nos connaissances, l'eau liquide est le seul solvant permettant une chimie aussi riche que la biochimie. L'eau possède un moment dipolaire élevé. Cela lui permet de former des liaisons hydrogène, ingrédient nécessaire pour 1) stabiliser les molécules d'eau entre elles et 2) stabiliser les macromolécules (briques du vivant). Ensuite, l'eau sous sa forme liquide est stable pour une grande gamme de températures et de pressions, à des températures propices à une chimie relativement rapide.

Une source d'énergie

III. Il faut une source d'énergie (lumineuse, chimique, ...) pour initier la synthèse et le développement des molécules organiques qui constituent la base de la vie.

Une surface stable

IV. Il est difficile de concevoir que la vie puisse se développer sur une planète gazeuse. En l'absence de surface liquide ou solide stable, il faudrait par exemple que la vie profite de gouttelettes nuageuses. Cependant, celles ci étant sans cesse en train de s'évaporer et de se reformer, les conditions semblent insuffisamment stables dans le temps pour que la vie puisse apparaître et se développer.

La molécule d'eau

L’eau a un moment dipolaire de 1,83 Debye. C'est grâce à leur polarité élevée que les molécules d’eau peuvent s'attirer les unes les autres. L'oxygène, plus électronégatif que l'hydrogène, va être localement chargé négativement. Par conservation de la charge, les atomes d'hydrogène vont être chargés positivement. Ils vont ainsi être capables de former des "liaisons hydrogène" aussi bien avec d'autres molécules d'eau que des macromolécules ...

Crédit : P.E. Zörner et R. Apfelbach

Pour la vie telle que nous pouvons l'imaginer, une planète (ou une lune, par extension) sera donc habitable si elle héberge de l'eau liquide. Cependant, les environnements où l'eau liquide est présente n'offrent pas tous les mêmes avantages pour l'apparition de la vie et son évolution. On peut ainsi distinguer quatre catégories de corps habitables.

Catégorie I

D'abord, il y a les planètes/lunes similaires à la Terre, capables de conserver de l'eau liquide à leur surface. Les éventuels êtres vivants peuvent alors utiliser l'énergie lumineuse venue de l'étoile hôte, qui est essentielle car moteur de la photosynthèse. Sur Terre, la quasi-totalité des organismes vivants fonctionnent, directement ou indirectement, grâce au mécanisme de photosynthèse. C'est cette source d'énergie considérable qui a permis à la vie de modifier l'atmosphère et la surface de notre planète.

Catégorie II

Les planètes/lunes de cette catégorie ont un jour possédé des caractéristiques similaires à celle de la Terre (catégorie 1) mais ont par la suite perdu leur eau liquide en surface. Sur ces planètes, la vie a pu apparaître et se développer en surface, et ensuite envahir le sous-sol (la vie est abondante sur Terre jusqu'à parfois plusieurs kilomètres de profondeur). Lorsque la surface est devenue inhabitable, la vie a pu subsister en profondeur là où l'eau liquide est restée présente. C'est peut-être le cas pour Mars, cas qui sera détaillé dans la suite de ce cours.

Catégorie III

Dans cette catégorie, on trouve les planètes/lunes qui possèdent un océan d'eau liquide sous une couche de glace en surface, et en contact direct avec un noyau rocheux. Europe (satellite naturel de Jupiter) et Encelade (autour de Saturne) appartiennent à cette catégorie. Sur ces corps, la température à la surface est inférieure à -100°C, mais l'eau est maintenue liquide en profondeur par l'énergie thermique générée par la dissipation des marées gravitationelles due à l'excentricité de leurs orbites autour de Jupiter et Saturne..

Représentation des planètes/lunes habitables de classes III et IV

Représentations possibles des objets de catégories III et IV. Le cas 1 correspond à une planète dont la totalité de l'eau est gelée. Le cas 2 à un objet de catégorie IV. Les cas 3 et 4 à des objets de catégorie III.

Crédit : H. Lammer

Diagramme de phase de l'eau

Le diagramme de phase de l'eau montre qu'à haute pression (jusqu'à 200 MPa), la température du solidus décroit avec la pression. Il existe donc une région du diagramme (ici, en rouge) où l'eau peut rester sous forme liquide jusqu'à -20°C.

Crédit : Adapté de Wikipedia par M. Turbet.

Catégorie IV

Enfin, les planètes/lunes de la catégorie IV ont un océan d'eau liquide souterrain comme pour la catégorie III, mais surmontant une couche épaisse de glace. En effet si la quantité d'eau présente sur ces objets est trop grande, le diagramme de phase de l'eau prédit l'existence d'une couche de glace à haute pression, entre l'océan liquide et le noyau silicaté.

Les corps du Système Solaire faisant partie de cette catégorie sont notamment Ganymede (Jupiter) et Callisto (Jupiter).

La vie sur les corps de catégorie III et IV

Les photons ne pouvant atteindre l'océan souterrain, le mécanisme de la photosynthèse ne peut pas fonctionner.

Sur les objets de catégorie III, une vie éventuelle peut néanmoins profiter de l'énergie chimique et des nutriments apportés par l'activité hydrothermale et volcanique. .

Sur les objets de la catégorie IV, l'eau est en "sandwich" entre deux couche de glace. La vie ne peut bénéficier de l'apport de matériaux et d'énergie en provenance du sous-sol via du volcanisme.

Si la vie n'est présente qu'en sous-surface (catégories II, III et IV), elle peut alors difficilement modifier l'aspect de la surface. Surtout, en l'absence de photosynthèse, son activité biologique sera très limitée et elle ne pourra presque pas influencer la composition chimique d'une éventuelle atmosphère. Sa détection depuis la Terre apparait donc beaucoup plus difficile que pour la catégorie I.

Dans la suite de ce cours, nous nous intéresserons essentiellement aux exoplanètes habitables de la première catégorie car ce sont les seules où la vie peut être détectée à distance.

Les organismes complexes qui constituent "la vie" pourraient avoir besoin de beaucoup de temps pour se former et évoluer. Sur Terre, nous ne savons pas quand la vie est apparue. Des traces d'êtres vivants (fossiles, anomalie isotopiques, "stromatolites") semblent présentes dans les plus anciennes roches sédimentaires actuellement disponibles sur Terre. Ces traces sont débattues, mais elles suggèrent que la vie bactérienne était abondante moins d'un milliard d'années après la formation de la Terre. Cependant, plus de 3 milliards d'années ont ensuite été nécessaires pour que les premières formes de vie multicellulaires à l'origine des animaux et des hommes apparaissent.

Pour que la vie puisse évoluer, il faut que la planète hôte soit capable de conserver du carbone, de l'eau liquide et une surface stable pendant plusieurs milliards d'années. Maintenir les conditions de température et de pression propices à l'eau liquide en surface se révèle être le critère le plus contraignant.

Une première limite sur la durée de l'habitabilité d'une planète est donnée par la durée de vie de son étoile hôte, ou plus précisemment par la durée de vie sur la séquence principale (Diagramme Hertzsprung-Russel), pendant laquelle son énergie est créée dans son cœur par fusion nucléaire des noyaux d'hydrogène en noyaux d'hélium. Sa luminosité est alors stable ou évolue doucement. Quand une étoile quitte la séquence principale, la variation importante de son flux lumineux ne permet pas aux planètes environnantes de conserver des conditions stables à leur surface et donc de potentiellement conserver leur habitabilité. Le soleil, par exemple, sortira de la séquence principale dans près de 5 milliards d'années pour entrer dans une phase de géante rouge. Si la Terre est alors toujours à la même distance du Soleil, elle recevra une quantité d'énergie plusieurs milliers de fois plus importante qu'aujourd'hui. La Terre ne sera alors plus habitable ...

La durée de vie d'une étoile de la séquence principale dépend essentiellement de sa masse. Plus une étoile est massive, plus sa durée de vie sera courte, et donc moins elle sera susceptible d'héberger une planète durablement habitable. Les étoiles dont la masse est supérieure à 1,5 fois celle du Soleil sont peu propices à posséder des planètes hébergeant de la vie "développée", car leur durée de vie est inférieure à 4.5 milliards d'années, soit le temps qu'il a fallu sur Terre pour que la vie intelligente apparaisse depuis la formation du Soleil.

Durée de vie des étoiles dans la séquence principale

Durée de vie d'une étoile dans la séquence principale, fonction "bijective" de sa masse. Rappel de cours. La région hachurée correspond aux étoiles dont la durée de vie est inférieure à 4,5 milliards d'année, durée qu'il a fallut sur Terre pour que la vie intelligente émerge.

Crédit : M. Turbet

Une planète habitable (de catégorie I) doit avoir de l'eau liquide disponible à sa surface. Il faut pour cela qu'elle ait d'abord été capable d'avoir accumulé de l'eau, puis de la conserver à sa surface, et enfin de la garder dans son état liquide.

Avoir de l'eau

L'eau est abondante dans notre galaxie. Il est ainsi très probable que les planètes ont au moment de leur formation de grandes quantités d'eau à disposition. Par la suite, comètes et météorites peuvent alimenter ces mêmes planètes en eau.

Maintenir l'eau liquide

Pour une planète, avoir de l'eau semble être une chose commune. Mais il est bien plus difficile de garder cette eau en phase liquide ... L'eau peut exister essentiellement sous trois formes : solide, liquide et gazeuse. La gamme de températures pour laquelle une planète peut avoir de l'eau liquide stable à sa surface dépend donc principalement de sa pression de surface. Actuellement sur Terre, cette gamme s'étend de 0 à 100°C car la pression au sol est de 1013 hPa.

Remarque : La présence de sels dissous dans l'eau liquide peut permettre d'abaisser sa température de solidification de quelques dizaines de degrés et également d'augmenter sa température d'ébullition

Diagramme de phase de l'eau

L'eau est stable sous sa forme liquide pour une gamme donnée de valeurs de Températures / Pressions. Sur Terre, l'eau liquide est stable entre 0 et 100 °C.

Crédit : M. Turbet

Garder cette eau

Une planète habitable est susceptible de perdre son eau par des mécanismes d'échappement atmosphérique. En particulier, l'eau liquide à la surface d'une planète habitable est en équilibre avec son atmosphère. La vapeur d'eau injectée peut monter dans la haute atmosphère et être photolisée par le flux UV en provenance de l'étoile, libérant ainsi des atomes d'hydrogène et d'oxygène. Les atomes d'hydrogène, légers, vont s'échapper facilement de la gravité. Si la quantité d'eau dans la haute atmosphère et le flux UV sont suffisament élevés, la planète initialement habitable peut perdre la totalité de son hydrogène et donc de son eau vers l'espace.

Il existe une méthode pour quantifier la perte en eau d'une planète par échappement atmosphérique. Le deutérium D (un proton+un neutron) est un isotope de l'hydrogène H (un proton). Il est présent en quantité à peu près constante depuis la formation de l'Univers. Pourtant, lors du mécanisme d'échappement atmosphérique décrit plus haut, l'hydrogène, plus léger que le deutérium, va s'échapper plus facilement. Au cours du temps, la proportion de deutérium sur une planète qui perd son eau vers l'espace va augmenter. Plus la proportion de deutérium est importante par rapport à celle de l'hydrogène (rapport D/H), plus la perte atmosphérique a été importante. Cependant, le rapport D/H ne renseigne pas sur la quantité d'eau initialement présente.

L'échappement atmosphérique

Les mécanismes possibles d'échappement atmosphérique. Exemple de la planète Mars.

Crédit : F. Forget

Tout corps chaud se refroidit avec le temps en émettant un rayonnement thermique. Au premier ordre, la puissance rayonnée par un corps ne dépend que de sa température et de sa surface.

Flux d'énergie reçue sur Terre

Moyenne annuelle du flux géothermique et du flux solaire absorbé reçus sur Terre. Le flux géothermique moyen est de 8.10^-2W/m² alors que le flux solaire absorbé moyen est de 240 W/m².

Crédit : J.H. Davies et J. Michaelsen

Sur Terre, les conditions de température et de pression sont idéales pour conserver de l'eau liquide à la surface. Pour compenser le refroidissement de la surface terrestre et de ses océans par émission thermique, il faut une source extérieure d'énergie. Par le haut de l'atmosphère, c'est le flux solaire. Par le bas, c'est le flux géothermique. En pratique c'est le flux solaire qui domine par plus de 3 ordres de grandeur les autres sources d'énergie dans le bilan radiatif terrestre.

Le flux stellaire

En premier lieu, c'est donc le flux stellaire reçu par une planète qui va dicter si oui ou non la planète va être capable de garder de l'eau liquide à sa surface. Si la planète est trop proche de son étoile, la température de la planète sera trop élevée pour conserver de l'eau dans son état liquide. Si la planète est trop loin de son étoile, ou voire même si la planète est seule, sans étoile - on l'appelle dans ce cas "planète flottante" -, elle ne recevra alors plus suffisamment d'énergie pour conserver la température minimale nécessaire au maintien d'eau liquide à sa surface.

Note : La photosynthèse - mécanisme essentiel pour la vie - est alimentée par le flux solaire.

Le flux géothermique

Sur Terre, le flux géothermique est en moyenne 3000 fois plus faible que le flux solaire. Pourtant, sur d'autres corps, il peut être beaucoup plus important. Sur Io, un satellite de Jupiter encore volcaniquement actif, le flux géothermique moyen est 25 fois plus élevé que sur Terre. Ceci est dû aux forces de marée gravitationnelle exercées par Jupiter sur Io qui, par friction, réchauffent l'intérieur du satellite. Il est donc possible que, dans certaines configurations, le flux géothermique joue un rôle important dans le bilan radiatif d'une planète/lune et donc sur son habitabilité.

Note : Si une exoplanète reçoit un flux stellaire trop faible pour alimenter la photosynthèse, il est possible que d'autres mécanismes prennent le relais. C'est en particulier le cas de la vie chimiolithotrophique, qui puise son énergie des sources hydrothermales.

L'effet de serre de l'atmosphère

La composition et l'épaisseur de l'atmosphère d'une planète jouent également un rôle prépondérant dans son bilan radiatif. En particulier, la présence de gaz à effet de serre contribue généralement à l'augmentation de la température de surface d'une planète. Un gaz à effet de serre a en effet la propriété particulière d'être quasi-transparent dans le domaine du visible (là où la majorité du flux solaire est émis), mais très absorbant dans le domaine de l'infrarouge (qui correspond au domaine du rayonnement thermique de la planète). Les gaz à effet de serre, chauffés par cette absorption, émettent eux aussi un rayonnement thermique dont une partie est captée par la surface, contribuant à son réchauffement. (Plus d'informations dans ce cours)

Sur Terre, les principaux gaz à effet de serre sont l'eau (HO), le dioxyde de carbone (CO), le méthane (CH), ou encore l'ozone (O). Néanmoins, notre expérience dans le Système Solaire prouve qu'il existe en fait toute une variété de compositions atmosphériques possibles : l'atmosphère de Jupiter est composée essentiellement de dihydrogène (H) et d'hélium (He) ; celle de Vénus essentiellement de CO ...

Ce qu'il faut retenir des gaz à effet de serre : Une planète très proche de son étoile doit posséder peu de gaz à effets de serre pour conserver de l'eau liquide à sa surface alors qu'une planète très éloignée doit en avoir en grandes quantités !

Ce qui permet à la Terre de garder son eau liquide est un équilibre subtile entre le flux solaire qu'elle reçoit et le flux thermique qu'elle émet, fonction notamment de sa température.

La limite froide de l'habitabilité

La glaciation galopante

Mécanisme de déstabilisation par glaciation galopante, aussi appelée "Runaway Glaciation".

Crédit : M. Turbet / F. Forget

Prenez la Terre et éloignez la du Soleil. Le flux solaire qu'elle reçoit va diminuer, impliquant une baisse directe de la température à sa surface. De ce fait, de la glace et de la neige supplémentaires vont se former et donc augmenter le pouvoir réfléchissant - appelé aussi "albédo" - de la surface. Un dépôt de neige peut être par exemple jusqu'à 10 fois plus réfléchissant qu'une étendue d'eau liquide. Ainsi, le flux solaire absorbé diminuera de plus belle, conduisant à des températures encore plus basses ...

On représente ci-dessous une simulation de la Terre, éloignée soudainement de 11% du Soleil. Après 20 ans, et via le mécanisme déstabilisant de "Runaway glaciation" (glaciation galopante) présenté ici, la Terre est complètement gelée.

La glaciation de la Terre

La Terre soumise à un flux solaire ( $F \propto \frac{1}{d_^{2}}$ avec d la distance Terre-Soleil ) égal à 80% de sa valeur actuelle. Au bout de 20 ans, la planète est entièrement recouverte de glace.

Crédit : B. Charnay

L'effet "boule de neige"

Si la Terre, par ce phénomène de "Runaway Glaciation", finit par être complètement recouverte de glace, alors on dit qu'elle est entrée dans l'état "Terre Boule de Neige" ou aussi "Snowball Earth". Dans cet état, les températures à la surface de la Terre sont très froides, et l'albédo élevé de la glace/neige conduit la Terre à réfléchir une grande partie du flux solaire qu'elle reçoit.

Si on réexpose la Terre gelée au flux solaire qu'elle reçoit actuellement, elle restera gelée, suivant un phénomène d'hysteresis. Ainsi, pour un même flux solaire, la Terre peut être dans deux états d'équilibre différents ! Pour que la Terre Boule de Neige retrouve son état actuel, il faut qu'un ingrédient supplémentaire entre en jeu, comme par exemple une augmentation des gaz à effets de serre ...

Les équilibres possibles du Bilan Radiatif Terrestre

On représente ici les deux termes - $\sigma T^4$ et $(1-A)F\odot$ - du bilan radiatif simplifié de la Terre, avec

l'albédo planétaire et $F \odot$ le flux solaire reçu. Il existe alors trois solutions possibles. La première, stable, correspond à une température clémente. C'est l'état dans lequel se trouve la Terre aujourd'hui. La seconde, instable, n'existe pas physiquement. La troisième, stable, correspond à une température froide. Dans cet état, l'albédo de la planète est très élevé, car celle-ci est recouverte de neige et de glace. On appelle cet état la "Terre boule de neige" ou aussi "Snowball Earth".

Crédit : M. Turbet

L'emballement de l'effet de serre

Mécanisme de déstabilisation par effet de serre divergent, aussi appelé "Runaway Greenhouse".

Crédit : M. Turbet / F. Forget

L'échappement de l'hydrogène

Les molécules d'H2O qui atteignent la haute atmosphère peuvent être photodissociées par le rayonnement UV reçu. Les atomes d'hydrogène libérés, légers, peuvent alors s'échapper de l'attraction gravitationnelle de la planète.

Crédit : F. Forget

L'effet "Runaway Greenhouse"

Prenons maintenant la Terre et rapprochons là de quelques pourcents du Soleil. L'augmentation du flux lumineux que la planète reçoit va provoquer une augmentation de sa température de surface. Les océans et mers de la Terre, réchauffés, vont évaporer plus d'eau. La vapeur d'eau étant un puissant gaz à effet de serre, la température de surface de la Terre va continuer d'augmenter. Si le flux solaire reçu par notre planète est alors suffisamment grand, l'évaporation des océans va s'emballer jusqu'à leur épuisement. La vapeur d'eau correspondante va former une épaisse atmosphère opaque au rayonnement infrarouge thermique. La température de la surface augmentera juqu'à plus de 1500°C pour pouvoir rayonner dans le visible où la vapeur d'eau laisse passer le rayonnement nécessaire à son refroidissement.

Les planètes habitables de catégorie I possèdent de l'eau liquide en surface et sont donc tout autant sujettes à ce mécanisme d'emballement de l'effet de serre.

L'effet "Moist Greenhouse"

Une planète habitable de catégorie I possède de l'eau liquide à sa surface, et donc de la vapeur d'eau dans son atmosphère. Une partie de cette vapeur d'eau va rejoindre les hautes couches de l'atmosphère. Le flux UV de l'étoile va photodissocier les molécules d'eau et les atomes d'hydrogène, légers, vont alors s'échapper vers l'espace.

Le mécanisme d'emballement de l'effet de serre prédit qu'une planète qui se réchauffe aura de plus en plus de vapeur d'eau dans son atmosphère, et donc perdra de plus en plus rapidement son eau vers l'espace. Si cet échappement est suffisamment rapide (suffisamment d'eau dans la haute atmosphère, suffisamment de radiation UV), alors la planète habitable peut perdre la totalité de son eau avant même d'être entrée dans l'état du "Runaway Greenhouse". On appelle cette limite chaude de l'habitabilité le "Moist Greenhouse".

La zone habitable

Pour une planète donnée, la Zone Habitable est ici représentée en fonction de la masse de son étoile et de la distance à laquelle elle l'orbite.

Crédit : J. Kasting

La Zone Habitable désigne classiquement la gamme de distances pour lesquelles il n'est pas impossible qu'une planète puisse avoir de l'eau liquide à sa surface, et donc être propice à une vie capable d'exploiter la photosynthèse. Bien sur, un objet peut se trouver dans cette zone et ne pas être habitable (exemple: la Lune).

Une planète trop proche de son étoile verra toute son eau liquide s'évaporer à cause du mécanisme de "Runaway Greenhouse". Pour une étoile donnée, on définit alors la limite "intérieure" - ou chaude - de la Zone Habitable par la distance orbitale minimale jusqu'à laquelle il est possible qu'une planète puisse garder son eau liquide. En pratique, on prend une planète totalement ou partiellement couverte d'eau liquide, et on cherche la distance minimale jusqu'à laquelle on peut l'emmener avant que ses océans ne s'évaporent.

Une planète trop éloignée de son étoile verra toute son eau liquide geler à cause du mécanisme de "Runaway Glaciation". Pour une étoile donnée, on définit alors la limite "extérieure" ou - froide - de la Zone Habitable par la distance orbitale maximale jusqu'à laquelle il est possible qu'une planète puisse garder son eau liquide. À la limite, on choisit l'atmosphère de la planète pour qu'elle maximise l'effet de serre. En pratique, la plupart des travaux de recherche ont eté effectué en supposant une planète possédant une atmosphère épaisse de CO₂ (un bon gaz à effet de serre, et composant probable de l'atmosphère des planètes telluriques) : on cherche alors la distance maximale jusqu'à laquelle une telle planète peut garder de l'eau liquide à sa surface.

La Terre a une période de rotation sur elle-même de 24 heures, et autour du Soleil de 365 jours. La Lune, elle pourtant, montre toujours la même face à la Terre. Sa période de rotation autour de la Terre est égale à sa période de rotation sur elle-même (sidérale). On dit alors qu'elle a une résonance spin-orbite 1:1 ; on dit aussi qu'elle est en rotation synchrone. Mercure fait 3 tours sur elle-même quand elle fait 2 tours autour du Soleil. Elle a une résonance spin-orbite 3:2.

La résonance spin-orbite

Ici, on représente deux cas. La première planète (verte/bleue) est en résonance spin-orbite 1:1 / en rotation synchrone. La deuxième planète (noire/grise) est en résonance spin-orbite 2:1.

Crédit : Wikipedia

Rotation et Zone Habitable

Pour une planète donnée, la Zone Habitable est ici représentée en fonction de la masse de son étoile et de la distance à laquelle elle l'orbite. Les planètes qui se trouvent dans la région gauche définie par la distance de synchronisation se retrouveront en rotation synchrone autour de leur étoile en moins de 4,5 milliards d'années.

Crédit : J. Kasting

Il existe en fait une multitude de possibles périodes de rotation pour une planète autour de son étoile. Pourtant, quand une planète a une orbite trop proche de son étoile, l'action des forces de marées influence sa rotation. D'une part, elles tendent à redresser son axe de rotation (l'obliquité tend vers zero) et ses pôles ne reçoivent presque plus de rayonnement stellaire. D'autre part, elles freinent sa rotation, jusqu'à eventuellement la synchroniser autour de son étoile (la même face est toujours exposée à l'étoile). C'est par exemple ce qu'il s'est passé pour la Lune autour de la Terre.

La Zone Habitable autour d'étoiles de faible masse est relativement proche de l'étoile. En conséquence, les planètes situées dans la Zone Habitable de ces étoiles auront une obliquité nulle et une rotation ralentie, voire synchrone.

L'habitabilité des planètes en rotation synchrone

Quand une planète est en rotation synchrone autour de son étoile, elle reçoit toute son énergie (lumineuse) sur la même face. Les deux pôles (Nord et Sud) et la face cachée ne reçoivent alors plus d'énergie. Dans certains cas, l'eau liquide à la surface de la planète peut se retrouver intégralement piégée sous forme de glace au niveau des pôles ou bien de la face cachée. On appelle cela un "piège froid".

Sur ce type de planètes, les climats possibles (détaillés dans la suite de ce cours) sont bien différents de ce que nous connaissons sur Terre ...

Le mécanisme moteur qui permet au Soleil d'alimenter la Terre en énergie lumineuse est la fusion nucléaire. A mesure que les atomes d'hydrogène fusionnent, des éléments plus lourds comme de l'Hélium se forment. Au cours du temps, la proportion d'Hélium dans le coeur du Soleil augmente. Le noyau du Soleil devient de plus en plus dense et de plus en plus chaud. Les réactions nucléaires s'y font alors plus intenses. Résultat : La luminosité du Soleil augmente avec le temps.

Evolution du Soleil

Evolution de la luminosité, du rayon et de la température du Soleil depuis sa formation (Age=0) jusqu'à sa sortie de la séquence principale (Age=10,5 Ga).

Crédit : I. Ribas

Le passé de la Terre

Il y a trois milliards d'années, le Soleil était 20% moins lumineux qu'aujourd'hui. Si vous éloignez aujourd'hui et soudainement la Terre de 11% (ou diminuez son flux de 20%), alors elle sera très rapidement complètement gelée. Pourtant, la présence continuelle de vie sur Terre depuis près de 3,5 milliards d'années suggère que notre planète a été capable de garder de l'eau liquide à sa surface pendant toute cette période.

Il existe plusieurs scénarios possible pour expliquer la présence continuelle d'eau et de vie sur Terre depuis 4 milliards d'années. Voici un exemple : Il y a 4,5 milliards d'années, la surface de la Terre est réchauffée par la présence d'une grande quantité de CO2 dans l'atmosphère. Il y a 4 milliards d'années, la vie apparaît sous forme de bactéries, notamment "méthanogènes": ces formes de vie consomment le CO2 et libèrent du méthane qui contribue à l'effet de serre de l'atmosphère. Parallèlement, un autre type de bactéries produit de l'oxygène grâce à la photosynthèse. Dans un premier temps cet oxygène est consommé par oxydation des roches, puis il commence à s'accumuler dans l'atmosphère il y a 2,3 milliards d'années. Cette augmentation de la quantité d'oxygène dans l'atmosphère, toxique pour les bactéries méthanogènes, conduit au déclin du méthane. Conséquence : la Terre se refroidit et entre dans une ère glaciaire (Glaciation Huronienne) d'où elle sort rapidement par augmentation du CO2 et de son effet de serre. De -3,8 milliards d'années à nos jours, la Terre, malgré plusieurs autres ères glaciaires (Glaciations Néoprotérozoiques), sera restée capable de maintenir à sa surface de l'eau liquide et de la vie.

Le scénario du passé de la Terre

Scénario de l'évolution temporelle des composés majeurs de l'atmosphère terrestre.

Crédit : J. Kasting

Le devenir de la Terre

Dans 6 milliards d'années, le Soleil sortira de la Séquence Principale pour se transformer en Géante Rouge. La Terre sera alors engloutie par le Soleil, dont le rayon aura été multiplié par ~ 200.

Dans 1 milliard d'années, la Terre recevra approximativement 10% de plus que le flux solaire actuel. Cela est suffisant pour que le mécanisme d'emballement de l'effet de serre agisse ... L'ensemble de l'eau présente dans les océans s'évaporera pour former une atmosphère dont la température dépassera 1500°C et la pression de surface vaudra quelques centaines de bars. La Terre, sans eau liquide à sa surface, ne sera alors plus habitable !

Dans 900 millions d'années, la température de la Terre aura suffisamment augmenté pour que le CO2 présent dans notre atmosphère soit dissout dans nos océans. Dans 900 millions d'années, la quantité de CO2 passera en dessous du seuil de 10ppm (pour rappel, la concentration actuelle en CO2 est ~ 400ppm, soit 0,04%) en deçà duquel la photosynthèse de toutes les plantes terrestres s'arrêtera. Sans photosynthèse, la vie telle que nous la connaissons ne pourra plus subsister.

Dans 100 ans, le réchauffement climatique provoquera une augmentation de la température terrestre moyenne de 1,5°C à 4°C. En cause, l'activité humaine est à l'origine des émissions en gaz carbonique, puissant gaz à effet de serre. Il est toutefois important de préciser que le réchauffement climatique ne peut pas conduire au phénomène de "Runaway Greenhouse".

Si la Terre a été capable de conserver de l'eau liquide pendant 4 milliards d'années, c'est très certainement grâce à un certain nombre de mécanismes physiques et chimiques stabilisants.

Cycle Carbonates Silicates

Le cycle des Carbonates-Silicates, ou cycle du Carbone, stabilise le climat sur Terre.

Crédit : J. Kasting

Le cycle Carbonates-Silicates, où comment sortir d'une aire glaciaire

La Terre est capable de réguler la quantité de dioxyde de carbone contenu dans son atmosphère. Pour faire "simple", le CO_2 présent dans notre air tend à se dissoudre dans l'eau douce issue des précipitations sur les continents sous forme d'ion HCO₃^-. En ruisselant sur les surfaces, cette eau dissout aussi les roches silicatées (typiquement: Ca Si O_3 ) présente à la surface de la Terre. Les produits de ces dissolutions sont transportés par les rivières vers les océans où ils s'accumulent. Au delà d'une certaine concentration, les ions se combinent pour former des carbonates (constituant des roches calcaires). L'équation bilan est typiquement: $CO_2 + Ca Si O_3 \rightarrow Ca CO_3 + Si O_2$ . Sur Terre de nos jours, la formation des carbonates à partir des ions dissous est assurée par certains organismes vivants pour fabriquer des coquilles ou des squelettes. Une fois formé, le carbonate tombe au fond des océans et forme des sédiments qui sont transportés lentement par le plancher océanique se subductant par tectonique des plaques. En profondeur, les hautes pressions et températures inversent la réaction et libèrent le CO2. Celui ci est réinjecté dans l'atmosphère par le volcanisme : la boucle du "cycle des carbonate silicate" est bouclée.

Si la Terre entre dans une ère glaciaire, l'eau liquide ne peut plus lessiver les continents et la couche de glace qui se crée entre les océans et l'atmosphère empêche le CO2 de se dissoudre. Pendant ce temps les volcans continuent à injecter du CO2 qui va s'accumuler dans l'atmosphère, jusqu'au point où la quantité de gaz à effet de serre dans l'atmosphère sera suffisante pour que la Terre sorte de l'ère glaciaire.

La réaction de dissolution de la roche par le CO2 augmente avec la température. Donc si la Terre se réchauffe, la quantité de CO2 dans l'atmosphère diminuera et la Terre se refroidira. Il s'agit donc d'un véritable "thermostat géophysique".

Note : Le mécanisme à rétroaction négative des Carbonates-Silicates agit sur une période de temps ~ 0,5 millions d'années, ce qui est suffisamment rapide pour influencer l'évolution climatique à long terme de notre planète, mais largement insuffisant pour contrebalancer le réchauffement climatique induit par l'Homme.

La stabilisation du climat par la Lune

La présence de la Lune résulte de la collision entre deux objets à l'origine de la formation de la Terre et de la Lune. Sans la Lune pourtant, l'obliquité de la Terre varierait chaotiquement de ±0° à ±85° sur des périodes de temps ~ 10 millions d'années.

La Lune stabilise l'obliquité de la Terre et par conséquent son climat.

Mars est aujourd'hui une planète froide et sèche. Sa température de surface moyenne est d'environ -70°C et sa pression de surface de 6 millibars. Sous ces conditions, l'eau à la surface de Mars n'existe que sous sa forme de glace, en équilibre avec de la vapeur d'eau présente dans l'atmosphère. Pourtant, un grand nombre d'indices suggère que Mars fut autrefois une planète qui possédait toutes les caractéristiques nécessaires pour être habitable ...

Les réseaux de rivière

En 1972, la sonde Mariner 9 découvre pour la première fois des lacs et des réseaux de rivière à la surface de Mars. Leur présence suggère que l'atmosphère de Mars fut un jour suffisamment chaude et épaisse pour que de l'eau liquide soit stable à sa surface, et capable d'éroder Mars pour former lacs et rivières. La grande majorité de ces réseaux de rivières ont été observés sur des terrains datés de plus de 3,5 milliards d'années, en utilisant la méthode de comptage par cratères. Depuis, la présence de grandes quantités d'eau liquide sur Mars autrefois a été confirmée par de multiples observations géomorphologiques et minéralogiques effectuées depuis des satellites en orbite ou grâce à des robots (rovers) à la surface.

Pourtant, il y a 3,5 milliards d'années, le Soleil était 25% moins brillant qu'aujourd'hui. Mars recevait alors 35% du flux solaire que nous recevons actuellement sur Terre. Difficile donc d'expliquer la formation de ces rivières et encore plus d'imaginer que Mars ait pu un jour être habitable.

Réseau de rivières martien - Warrego Valles

Photographie de réseaux de rivières martiens situés dans la région de Warrego Valles.

Crédit : NASA

Les scénarios possibles

Première possibilité : Mars fut un jour chaude et humide pendant une longue période de temps. Suffisamment longtemps pour qu'un cycle hydrologique durable prenne place et que lacs et réseaux de rivières se forment. La présence de gaz à effet de serre puissants (CO₂notamment) en grande quantité aurait alors pu expliquer la persistance d'un tel climat. Dans ce scénario, Mars était une planète habitable où la vie aurait pu se développer.
Deuxième possibilité : Mars était, à l'instar d'aujourd'hui, une planète sèche et froide. Mais Mars aurait pû se réchauffer pendant de brefs épisodes répétés à la suite d'impacts météoritiques ou encore à cause d'un volcanisme intense. Cumulés, ces évènements auraient pu conduire à la formation des réseaux de rivières observés sur Mars. Dans ce scénario où l'eau liquide ne fut stable qu'épisodiquement, il est peu probable que la vie ait pu se développer ...

Les leçons à tirer

L'exemple de Mars montre d'abord qu'une planète a pu être propice à l'eau liquide en surface (et donc propice à une vie capable de photosynthèse) en recevant un flux d'énergie solaire faible, si faible qu'il reste difficile de l'expliquer avec les modèles climatiques. La planète Mars primitive nous offre donc une référence empirique sur la limite extérieure de la zone habitable.

L'exemple de Mars met aussi en évidence le fait que pour rester habitable, et en particulier propice à une vie capable d'évoluer en surface, il faut pouvoir conserver son atmosphère en évitant sa perte par échappement dans l'espace et en recyclant les volatiles piégés à la surface par réaction chimique.

Mars est enfin un exemple de l'habitabilité de type 2: la vie aurait pu démarrer dans des conditions favorables, avec de l'eau liquide en surface. Après avoir atteint une complexité suffisante, elle pourrait subsister malgré les conditions arides actuelles, notamment en profondeur.

Vénus est le meilleur exemple pour illustrer ce qu'il arrive à une planète trop proche de son étoile.

De prime abord, Vénus est une planète très similaire à la Terre. C'est une planète tellurique, comme la Terre. Son rayon équatorial et sa masse valent respectivement 0,949 fois et 0,815 fois ceux de la Terre.

Pourtant, la surface et l'atmosphère de Vénus sont bien différentes de celles de la Terre. Vénus a aujourd'hui une température de surface moyenne de 480°C et une pression de surface de 90 bars. L'atmosphère de Vénus est essentiellement composée de CO ₂ et la vapeur d'eau ne représente que 0.002% (20 ppm) de la composition de son atmosphère. Si jamais l'eau présente dans l'atmosphère de Vénus devait se condenser à sa surface, cela créerait une couche d'eau liquide de seulement 3 centimètres !! Et pourtant, tout indique que Vénus et la Terre étaient initialement composées des mêmes ingrédients.

Vénus et la Terre (proportions respectées)

Vénus et la Terre ont une taille similaire. Pourtant, leurs climats respectifs sont aujourd'hui bien différents.

Crédit : NASA (Magellan/Apollo 17)

Où est passé l'eau de Vénus ?

L'eau est une molécule abondante dans la galaxie. C'est aussi le cas sur Terre, sur Mars ... Cependant, l'eau est présente en quantité très limitée sur Vénus ! Il est probable que Vénus ait eu de l'eau en quantité importante lors de sa formation. Mais si c'est le cas, elle n'a pas été capable de la garder. Du fait de la température de surface élevée de Vénus, l'eau (initialement peut-être liquide) se serait transformée progressivement en vapeur d'eau. L'échappement atmosphérique de l'hydrogène présent dans l'eau aurait alors transformé Vénus en la planète sèche que nous connaissons aujourd'hui.

Au début des années 1990, la sonde spatiale américaine Magellan est envoyée en orbite de Vénus. Son radar révèle avec une précision alors inégalée la topographie de la planète, nous indiquant que l'eau liquide n'a pas pu couler sur Vénus depuis au moins 1 milliard d'années ! Cette observation permet d'établir une limite empirique de la limite chaude de la Zone Habitable : il y a 1 milliard d'années, Vénus (qui recevait alors 1,76 fois le flux solaire reçu actuellement sur Terre) n'était pas habitable. Mais l'activité volcanique intense à la surface de Vénus, à l'origine du resurfaçage de la surface de Vénus, ne permet pas de remonter plus loin qu'un milliard d'années dans l'histoire de la planète : il est donc très difficile pour l'instant de savoir si Vénus a pu un jour posséder des océans à sa surface.

Vénus a-t-elle un jour été habitable ? Y'a-t-il de la vie dans l'atmosphère vénusienne (Vénus pourrait être habitable au sens de la classe II grâce aux gouttelettes d'eau présentes dans son atmosphère) ? Un certain nombre de missions spatiales à venir pourraient nous en apprendre davantage ...

Si la vie réussit à émerger sur une planète, notre expérience sur Terre montre qu'il lui faut ensuite du temps avant d'atteindre un stade d'intelligence élevé. Sur Terre, il a fallut 4 milliards d'années. Et la Terre a été capable de maintenir les conditions nécessaires à son habitabilité pendant tout ce temps ! Pourtant, un certain nombre de phénomènes extrêmes peuvent venir perturber épisodiquement l'habitabilité d'une planète ...

À l'échelle de la Galaxie

A mesure que les étoiles très massives (> 8 masses molaires) consomment leur carburant par fusion, des éléments de plus en plus lourds sont formés (de l'Hélium jusqu'au Fer) et leur coeur se densifie. Au delà d'une certaine limite, les forces de pression au sein du noyau d'une telle étoile ne sont plus capables de contrebalancer l'effet de la gravité. L'étoile va alors imploser puis exploser : c'est ce qu'on appelle une "Supernova". L'énergie libérée lors d'un tel évènement est considérable et l'essentiel de cette énergie est relâché pendant un temps très court (quelques dizaines de jours) de telle sorte que les étoiles et leur planètes se trouvant dans les environs peuvent être fortement irradiés par un rayonnement hautement énergétique.

À l'échelle du Système Stellaire

À l'échelle du système stellaire, le principal danger pour une planète habitée vient des collisions météoritiques. L'énergie libérée lors d'une collision peut être considérable et suffisante pour "stériliser" une planète. Par exemple, l'impact météoritique qui a donné naissance au cratère Chixculub, au Mexique, a libéré l'équivalent (en énergie) de $5.10^{23}$ J, soit 10 milliards de fois l'énergie libérée par la bombe nucléaire larguée sur Hiroshima.

À l'échelle de la Planète

Considérant notre expérience du Système Solaire, il y a toutes les raisons de croire que le volcanisme est un phénomène courant parmi les planètes extrasolaires.

Pourtant, un volcanisme accru peut perturber l'habitabilité d'une planète. En fonction des gaz à effet de serre ou des aérosols et poussières injectés et leur quantité, une planète peut être fortement impactée (fort réchauffement ou refroidissement) par d'intenses épisodes volcaniques.

Sur Terre, paradoxalement, l'arrêt définitif du volcanisme pourrait très bien conduire aussi à un refroidissement extrême de notre planète. Car c'est en effet le volcanisme qui, au long terme via le cycle des Carbonates-Silicates, régule la quantité de gaz à effet de serre de notre planète et donc sa température.

La condition la plus restrictive pour qu'une exoplanète soit dans la zone habitable - et donc potentiellement habitée par une vie détectable- est la présence d'eau liquide stable à sa surface. Notre expérience dans le Système Solaire / grâce aux premières observations d'exoplanètes montre qu'il existe une grande diversité de planètes. Pourtant, parmi cette diversité, la seule planète dont nous savons qu'elle possède de l'eau liquide stable depuis plus de 4 milliards d'années à sa surface est la Terre. Existe-t-il des planètes de configurations bien différentes de la Terre mais qui pourtant sont capables d'avoir de l'eau liquide stable à leur surface ? Si oui, à quoi ressemblent de telles exoplanètes ? Autour de quelles étoiles peut-on les trouver ? Quels gaz composent leur atmosphère ? ...

De nombreux paramètres

Flux lumineux reçu ; Composition, Taille et Masse de la planète ; Composition et Masse de l'atmosphère ; Paramètres orbitaux (excentricité, obliquité ...) de la planète ; Vitesse de rotation ... Ce sont tout autant de paramètres capables de favoriser ou non la présence d'eau stable à la surface d'une planète. Il est extrêmement difficile de prédire à l'avance quel genre d'exoplanètes nous allons découvrir dans les années à venir. Il est donc essentiel de comprendre, parmi tout ce panel de paramètres, quels sont ceux qui peuvent permettre à une planète ou non d'avoir de l'eau liquide stable et donc d'héberger de la vie.

Les différentes sortes d'atmosphères planétaires

Diagramme représentant qualitativement les principales classes d'atmosphères qu'une planète puisse avoir en fonction de sa masse et de sa température de surface. Chaque trait (pointillé ou continu) délimite une transition entre deux classes possibles d'atmosphères.

Crédit : F. Forget et J. Leconte

Vers une généralisation

Si vous connaissez par exemple la masse d'une planète et la distance qui la sépare de son étoile, il est possible de spéculer sur la nature et l'épaisseur de son atmosphère, élèments essentiels pour savoir si la planète peut potentiellement être habitable.

Imaginez une planète dans la Zone Habitable de son étoile, mais dont la masse serait 20 fois plus faible que celle de la Terre, comme Mercure par exemple. Dans ce cas, la planète n'exercera pas une gravité suffisante pour pouvoir garder une atmosphère capable de maintenir de l'eau liquide à sa surface.

Mais la masse d'une planète et sa distance à l'étoile ne sont pas des conditions suffisantes pour étudier son habitabilité. Il existe un grand nombre de configurations dans lesquelles une planète pourrait être habitable ... comme les planètes en rotation synchrone ? les planètes ayant une atmosphère d'hydrogène ? Les planètes ayant un flux géothermique très élevé ? ... Ce sont tout autant de candidats aux caractéristiques exotiques mais dont il faut explorer les possibilités ...

Les processus physiques qui entrent en jeu dans l'évolution du climat d'une planète sont nombreux. En voici une liste non-exhaustive :

Equations de l'hydrodynamique (Navier Stokes) : Mouvement des parcelles d'air.
Equations de la thermodynamique : Condensation, Evaporation, Solidification des constituants de la planète.
Equations du transfert radiatif : Absorption, Emission, Réflection et Diffusion du flux solaire et du rayonnement thermique.
Equations de microphysique : Physique des nuages.
Equations chimiques : Photochimie.

La manière la plus réaliste de tenir compte de tous ces phénomènes physiques est d'utiliser un modèle de climat. Pour plus d'informations, veuillez vous reporter au cours sur les Modèles de Climat.

Modèle "Radiatif-Convectif" VS GCM

Dans un modèle Radiatif-Convectif, ou Modèle à 1 dimension, on représente la totalité de l'atmosphère d'une planète par une unique colonne composée d'un nombre discret de couches atmosphériques. Dans un GCM (Global Climate Model), ou Modèle à 3 dimensions, l'atmosphère est discrétisée selon les trois dimensions de l'espace.

Les modèles 3D ont l'avantage d'être plus complets et réalistes. Ils ont cependant le défaut d'être rapidement limités (par comparaison aux modèles 1D) par la puissance de calcul requis.

1D VS 3D : L'exemple de la température d'équilibre

Les modèles 1D sont plutôt fiables lorsqu'il s'agît de modéliser des planètes où la température de surface varie peu d'un point à un autre. C'est le cas des planètes avec une atmosphère très dense et/ou ayant une rotation suffisamment rapide. Dans le cas où il existe un contraste de température marqué entre deux points d'une même planète, le modèle 1D n'est plus représentatif de la planète. C'est notamment le cas des planètes en rotation synchrone, qui sont irradiées d'un côté (haute température) et pas de l'autre (basse température).

Prenons le cas d'une planète en rotation synchrone, sans atmosphère, en tout point à l'équilibre thermique, et avec un albédo de surface constant A. Et faisons l'hypothèse très simpliste qu'une face reçoit en tout point un flux solaire constant alors qu'une autre ne reçoit pas du tout de flux. Soit $F_{\star,1d}$ le flux moyen reçu sur l'ensemble de la surface. Le bilan radiatif 1D donne : $F_{\star,1d} (1-A) = \sigma T_{eq,1d}^4$ , soit $T_{eq,1d}= {(\frac{F_{\star,1d} (1-A)}{\sigma})}^{\frac{1}{4}}$ , avec $T_{eq,1d}$ la température moyenne d'équilibre de la planète (1D).

La planète est composée de deux faces d'aires égales : une éclairée et une autre non. Pour 50% de la planète, du côté de la face cachée, $T_{eq,cach\'ee}=0 K$ . Pour les 50% restants, $T_{eq,\'eclair\'ee}= {(\frac{2 F_{\star,1d} (1-A)}{\sigma})}^{\frac{1}{4}}$ car le côté éclairé de la planète reçoit un flux lumineux deux fois plus élevé que le flux moyen reçu sur l'ensemble de la surface, $F_{\star,1d}$ . La température moyenne d'équilibre de la planète (3D) vaut donc $T_{eq,3d}= 0.5 T_{eq,\'eclair\'ee} + 0.5 T_{eq,cach\'ee} = \frac{T_{eq,1d}}{2^{\frac{3}{4}}}$ .

En bref, $T_{eq,3d}$ ~ 0.59 $T_{eq,1d}$ ! Pour ce cas particulier, l'erreur est considérable. En fait, de manière plus générale, plus l'écart-type sur la température d'équilibre d'une planète est grand, plus l'erreur commise sur le calcul de sa température de surface par un modèle 1D sera grande.

Modèle 1D vs Modèle 3D, l'exemple

Cas d'une planète en rotation synchrone, sans atmosphère, en tout point à l'équilibre thermique, et avec un albédo de surface constant A. On fait l'hypothèse très simpliste qu'une face reçoit en tout point un flux solaire constant alors qu'une autre ne reçoit pas du tout de flux. Pour ce cas particulier, on montre que $T_{eq,3d}$ ~ 0.59

$T_{eq,1d}$ .

Crédit : M. Turbet

La limite intérieure de la Zone Habitable ou limite chaude de l'Habitabilité correspond à la distance orbitale à partir de laquelle toute l'eau liquide à la surface d'une planète est vaporisée. Quand le flux lumineux reçu par une planète augmente, l'évaporation de ses océans augmente aussi. La vapeur d'eau ainsi formée étant un puissant gaz à effet de serre, la température à la surface de la planète va s'élever, entrainant une augmentation de l'évaporation, et ainsi de suite ...

Une question de flux

Prenez la Terre et rapprochez là progressivement du Soleil. Au fur et à mesure, sa température de surface et la quantité de vapeur d'eau dans son atmosphère vont augmenter. Ainsi, l'émission thermique de la Terre vers l'espace va augmenter. Jusque là, la Terre reste en état d'équilibre et à une valeur de flux solaire reçu va correspondre une température d'équilibre.

Mais à partir d'un certain flux solaire (i.e., une certaine distance à l'étoile centrale), la surface de la Terre entre dans un état hors-équilibre. La quantité de vapeur d'eau est telle que l’atmosphère devient totalement opaque dans le domaine de l'infrarouge. Le rayonnement infrarouge ne peut plus s’échapper vers l’espace et par conséquent la surface de la Terre n'est plus capable de se refroidir. Elle va donc se réchauffer continument jusqu'à ce que celle ci soit de nouveau capable de se refroidir par émission thermique dans le proche infrarouge - visible. C'est ce qui arrive une fois que la surface atteint une température de ~ 1800 Kelvins. A cette température, la Terre est si chaude qu'elle émet dans le proche infrarouge - visible, gamme de longueur d'onde qui correspond à une "fenêtre" dans le spectre d'absorption de la vapeur d'eau.

Modélisation du Runaway Greenhouse : 1D vs 3D

L'estimation la plus récente de la limite intérieure de la Zone Habitable, et via la mécanisme de Runaway Greenhouse, est de 0.95 A.U. et a été établie à partir de Modèles 3D (GCM).

Alors que les modèles 1D faisaient l'hypothèse que l'atmosphère de la Terre, en se rapprochant du Soleil, serait très vite saturée en vapeur d'eau ... les modèles 3D ont mis en évidence la présence de région non-saturées en eau au niveau des tropiques, augmentant ainsi l'émission thermique de ces régions, et repoussant la limite chaude de l'Habitabilité vers l'intérieur.

Flux solaire et thermique

En haut, on représente l'évolution de la température de surface de la Terre en fonction du flux solaire reçu (relatif à aujourd'hui). Le flux solaire relatif actuel est donc de 1. En bas, on montre l'évolution du flux thermique en fonction de la température de surface. La zone grisée représente l'effet d'emballement de l'effet de serre. NB : Ces courbes ont été calculées à partir de modèles 1D utilisant une paramétrisation simplifiée de la planète Terre.

Crédit : Adapté d'un article de Kopparapu et al., The Astrophysical Journal 765 (2013).

Spectre d'absorption de l'eau VS Spectres d'émissions thermiques

En noir, on représente le spectre d'absorption de la vapeur d'eau. En rouge, on représente les spectres d'émission thermique (luminance spectrale) de deux corps noirs de températures 288K et 1800K. La fenêtre atmosphérique (en dessous de 1 micron) permet à une planète entrée dans l'état de "Runaway Greenhouse" de retrouver un nouvel état d'équilibre, cette fois-ci ... chaud (> 1800 Kelvins) !

Crédit : M. Turbet

Auteur: M. Turbet

Devenir de la Terre

Difficulté : ☆☆☆ Temps : 1 heure

Question 1)

Si la Terre entre en Runaway Greenhouse, quelle est la pression atmosphérique maximale qu'elle peut atteindre ?

Question 2)

Dans le cas de la Terre, quel est la différence d'énergie (en Joules et en ordre de grandeur) entre les deux états d'équilibre correspondant à 1) l'entrée en Runaway Greenhouse et à 2) la sortie du Runaway Greenhouse ? On fera d'abord l'hypothèse que les échanges entre l'atmosphère/les océans et le sous-sol sont nuls.

Question 3)

Inévitablement, la luminosité du Soleil augmente avec le temps. Les modèles standards d'évolution stellaire indiquent que la luminosité $L_{\odot}$ du Soleil évolue comme suit : $L_{\odot}(t)~=~\frac{1}{[1+\frac{2}{5}(1-\frac{t}{t_{0}})]}~L_0$ , avec l'âge relatif du Soleil par rapport à aujourd'hui, t_0 l'âge du Soleil ( 4.6 milliards d'années) et L_0 la luminosité actuelle du Soleil. Estimez 1) le temps nécessaire pour initier le mécanisme de Runaway Greenhouse sur Terre à partir d'aujourd'hui, et 2) le temps nécessaire pour atteindre le premier état d'équilibre en sortie du Runaway Greenhouse. On fera l'hypothèse que l'albédo planétaire de la Terre vaut (dans ces conditions) 0.2 .

Question 4)

Recalculez maintenant l'énergie ( E=E_2-E_1 ) nécessaire pour passer d'un état d'équilibre du Runaway Greenhouse à l'autre en prenant en compte cette fois-ci le chauffage du sous-sol. Calculez alors le nouveau temps nécessaire pour sortir du Runaway Greenhouse. On pourra utiliser le profil de température fourni ci-joint.

Profil de température de la surface au centre de la Terre

Crédit : Boehler, R. (1996)

Prenez à nouveau la Terre et rapprochez là progressivement du Soleil. À 1 Unité Astronomique, c'est la Terre actuelle. À 0.95 Unité Astronomique, le climat de la Terre s'emballe vers un état de "Runaway Greenhouse". Mais avant d'atteindre cet état, la Terre passe progressivement d'états d'équilibre en états d'équilibre de plus en plus chauds et humides. Les hautes couches de l'atmosphère sont alors elles aussi de plus en plus chaudes et humides. Le flux extrême UV en provenance du Soleil peut alors atteindre les molécules d'eau et les casser en atomes d'oxygène et hydrogène. Ces derniers sont légers et peuvent facilement être éjectés dans l'espace.

Par ce mécanisme, la Terre pourrait progressivement perdre tout l'hydrogène de son atmosphère et donc la totalité de son réservoir d'eau.

La vitesse d'échappement atmosphérique

Pour savoir à quelle vitesse la Terre perdrait l'hydrogène de son atmosphère, il est important d'identifier le processus limitant de l'échappement atmosphérique ... 1. L'eau s'évapore des océans dans la couche la plus basse de l'atmosphère. Cette eau est très rapidement mélangée dans les couches basses de l'atmosphère. 2. Les molécules d'eau sont transportées plus lentement vers les hautes couches de l'atmosphère. 3. Dans les hautes couches de l'atmosphère (jusqu'à l'exosphère), les molécules d'eau sont photodissociées pour donner de l'hydrogène qui, léger, va rapidement s'échapper vers l'espace.

En fonction de la quantité d'eau injectée dans la stratosphère, le processus limitant va être ou bien la diffusion ou bien la photodissociation (dans ce cas, la quantité limitante est le flux incident d'UV utilisé pour la photodissociation).

Moist Greenhouse / Runaway Greenhouse

Il est pour l'instant difficile de savoir si la Terre deviendra un jour (à mesure que la luminosité solaire augmente) inhabitable via le mécanisme d'emballement de l'effet de serre ou bien via la perte de son eau dans l'espace. Le taux d'échappement de l'hydrogène est principalement fonction de la quantité d'eau présente dans les hautes couches (stratosphère) de l'atmosphère ; pourtant, les différents modèles de climat (1D et 3D) à la pointe de la recherche dans ce domaine montrent des écarts considérables dans leurs estimations du contenu en vapeur d'eau dans la haute atmosphère terrestre ...

La série d'exercices ci-dessous propose justement de comparer les résultats de deux modèles de climats différents (non représentatifs).

Profils verticaux de vapeur d'eau

Profils verticaux de vapeur d'eau calculés à partir de deux modèles de climat différents [ 1D (bleu) et 3D moyenné (rouge) ] de la Terre pour différentes valeurs de distance orbitale Terre-Soleil.

Crédit : Adapté de R. Kopparapu (1D) et J. Leconte (3D).

Taux d'échappement de l'hydrogène

Taux d'échappement de l'hydrogène calculés 1. pour le processus de diffusion et 2. à partir du flux limitant d'UV. La courbe rouge correspond au tracé du taux d'échappement limitant pour chaque quantité d'H2O.

Crédit : M. Turbet

Auteur: M. Turbet

Moist Greenhouse VS Runaway Greenhouse, faites le calcul !

Difficulté : ☆☆ Temps : 15 minutes

Question 1)

Imaginons une planète habitable sur laquelle le mécanisme de Moist Greenhouse serait dominant. Etablir la relation liant la durée de vie de ses océans et le taux d'échappement de son hydrogène vers l'espace.

Question 2)

Prenons le cas de la Terre. En considérant uniquement le mécanisme de Moist Greenhouse, donnez une limite supérieure du temps de vie des océans de la Terre en considérant les résultats du modèle 1D.

Question 3)

Donnez maintenant une limite inférieure du temps de vie des océans de la Terre en considérant les résultats du modèle 3D.

La limite froide de l'Habitabilité en surface, ou limite extérieure de la Zone Habitable, correspond à la distance orbitale maximale jusqu'à laquelle une planète peut garder de l'eau liquide à sa surface.

Pour pouvoir estimer cette limite, il s'agit de trouver l'atmosphère la plus efficace pour permettre à une planète de garder son eau liquide aussi loin que possible de son étoile. Il s'agit donc de trouver le meilleur cocktail de gaz à effets de serre, en quantité et en proportion, et qui soit physiquement crédible.

Cas de la Terre - Rôle des Gaz à effet de serre

Voici trois résultats de simulations de la Terre décalée à la distance de 1.12 U.A. du Soleil (80% du flux solaire actuel). Avec l'atmosphère actuelle, la Terre entière serait gelée et donc plus habitable. Mais si l'on augmente la quantité de gaz à effet de serre (CO2 ou CH4), alors la présence d'eau liquide est possible.

Crédit : B. Charnay

Augmenter l'effet de serre

Un gaz à effet de serre est un gaz capable d'absorber une fraction importante du flux thermique émis par la surface d'une planète, tout en laissant passer la majorité de la lumière en provenance de son étoile (ultraviolet, visible, et proche infrarouge). Cela a pour effet de réchauffer la surface de la planète. Sur Terre, par exemple, les gaz à effet de serre présents dans l'atmosphère réchauffent en moyenne la surface de ~ 33°C.

Il existe de nombreux gaz à effet de serre (CO2,H2O,CH4,NH3, ...), mais seulement certains d'entre eux sont susceptibles d'être réellement présents sur une planète habitable. Les deux gaz les plus réalistes d'une atmosphère de planète habitable sont le dioxyde de carbone et la vapeur d'eau. D'autres gaz comme par exemple l'ammoniac (NH3) et le méthane (CH4) sont envisageables dans une atmosphère abondantes en réducteurs (H2,CO, ...) mais sont rapidement photodissociés par le flux UV s'ils n'en sont pas protégés ou ne sont pas renouvelés.

En fait, il se trouve que l'une des manières les plus efficaces (et aussi plausibles) pour réchauffer une planète est d'avoir une atmosphère épaisse de CO2 !

La diffusion Rayleigh

Le problème, c'est qu'on ne peut pas réchauffer autant qu'on veut une planète en lui ajoutant des gaz à effet de serre à l'infini ... Au delà d'une certaine quantité, alors que l'opacité des gaz à effet de serre dans l'infrarouge commence à saturer, la proportion de rayonnement stellaire absorbé diminue aussi à cause de la diffusion Rayleigh qui tend à réfléchir une partie des photons incident vers l'espace. Si on considère une planète composée d'une atmosphère de CO2 (sans nuages), la distance (du Soleil actuel) la plus lointaine à laquelle une telle planète peut garder de l'eau liquide sera de 1,67 Unités Astronomiques. Cette distance correspond à la limite extérieure de la Zone Habitable et a été établie pour une pression de 8 bars de CO2 (en supposant une gravité terrestre).

Le rôle des nuages

Les nuages ont un rôle important à jouer pour la limite extérieure de la Zone Habitable. Les nuages reflètent une partie de la lumière stellaire incidente, mais peuvent aussi contribuer à l'effet de serre en absorbant le rayonnement venu de la surface et de la basse atmosphère pour rayonner à une température de brillance plus froide. Dans certains cas (voir ci-dessous) ils peuvent même réfléchir le rayonnement thermique de la surface. Ils peuvent donc contribuer positivement comme négativement, selon les situations, au bilan radiatif de la planète considérée.

Il se trouve que lorsque des nuages de CO2 se forment dans une atmosphère épaisse de CO2, la température de surface se réchauffe davantage, repoussant plus loin encore la limite extérieure de la Zone Habitable. Cela est dû à la diffusion du rayonnement thermique par les particules de glace qui composent les nuages de CO2, et qui indirectement réfléchissent vers la surface le rayonnement thermique infrarouge. En prenant en compte ce procédé, la limite froide de l'Habitabilité peut être repoussée jusqu'à 2.5 Unités Astronomiques ! (en supposant une couverture nuageuse totale).

La diffusion Rayleigh

On représente le flux relatif/la distance en Unités Astronomiques pour lesquels la température moyenne de surface est supérieure à 0°C. Le meilleur compromis entre diffusion Rayleigh et effet de serre se trouve à ~ 8 bars de CO2.

Crédit : J. Kasting

Le rôles des nuages de CO2

On représente ici l'effet de nuages de glace de CO2 sur la température de surface d'une planète dont l'atmosphère est épaisse et constituée majoritairement de CO2. Les nuages de glace de CO2 diffusent le flux thermique infrarouge en provenance de la surface, ce qui a pour effet indirect de réfléchir ce flux IR vers la surface. Les nuages contribuent positivement à l'effet de serre de la planète.

Crédit : Forget and Pierrehumbert, Science, 278 (1997).

Plus une étoile a une faible masse, plus sa luminosité sera petite, et donc plus la Zone Habitable sera proche de cette étoile. Les Naines M, qui sont les étoiles les moins massives de la Séquence Principale (masse comprise entre 0,075 et 0,4 masse solaire) ont une Zone Habitable de 5 à 50 fois plus proche que celle autour du Soleil.

Plus une planète est proche de son étoile, plus les forces de marée exercées par son étoile sur elle vont s'accentuer.

Les forces de marée gravitationnelle

Lorsqu'une planète orbite autour de son étoile, la force de gravité (qui diminue avec la distance) ressentie par la planète n'est pas la même en tout point. La partie de la planète la plus proche de son étoile est plus attirée par l'étoile que la partie lointaine. En conséquence, l'étoile déforme la planète et crée un renflement dans sa direction (et dans la direction opposée).

Si la planète tourne plus rapidement sur elle-même que sa révolution autour de son étoile, ce renflement va se décaler légèrement par rapport à l'axe Etoile-Planète. La planète étant un corps non-élastique, il faut en effet un laps de temps non-nul pour que le renflement revienne dans la direction de l'étoile.

En conséquence, il se crée un décalage angulaire $\delta$ entre le renflement et la direction de l'étoile. Ceci a pour effet de créer un couple de rappel opposé au sens de rotation de la planète : la planète freine. Cet effet va durer tant que la vitesse de rotation de la planète est supérieure à sa vitesse de révolution. Dans cette situation, l'état d'équilibre le plus stable est la rotation synchrone.

En fonction des propriétés de la planète et de son étoile, le temps qu'il faut pour qu'une planète se synchronise avec son étoile est très variable. On estime que $t_{sync}=\frac{w_p a^6 I Q}{3 G {M_*}^2 k_2 R_p^5 }$ avec w_p la vitesse de rotation initiale de la planète, la distance Planète-Etoile, le moment d'inertie de la planète ( pour une sphère, on a par exemple $I=\frac{2}{5} M_p R_p^2$ ), la constante gravitationnelle, M_p et M_* respectivement la masse de la planète et de l'étoile et R_p le rayon de la planète. et k_2 sont deux coefficients qui caractérisent la réponse de la planète aux forces de marée.

Finalement, on retiendra que $t_{sync} \propto \frac{a^6}{M_*^2}$ . On a $F_p = \frac{L_*}{a^2}$ avec F_p le flux reçu par la planète et L_* la luminosité de la planète. On choisit F_p le flux moyen reçu par une planète habitable, indépendant de la planète et de l'étoile. Donc on a $a \propto L_*^{\frac{1}{2}}$ . Pour des étoiles de la Séquence Principale, on a de plus la relation Masse-Luminosité suivante : $L_* \propto M_*^3$ .

Bref, $t_{sync} \propto M_*^7$ . Par exemple, en considérant ce mécanisme, une planète dans la Zone Habitable d'une Naine M de 0,2 masses solaires se synchronisera ~ 10^5 fois plus rapidement qu'une planète, comme la Terre, dans la Zone Habitable du Soleil.

Note : Les forces de marée gravitationnelle peuvent être à l'origine de deux effets supplémentaires : 1. circulariser les orbites (les planètes en moyenne trop proches de leur étoile ont une excentricité qui diminue avec le temps) et 2. redresser l'obliquité (les planètes trop proches de leur étoile ont une obliquité qui tend vers 0).

Les forces de marée thermique

En fait, lorsque la planête est entourée d'une atmosphère sufisamment épaisse, il existe une autre force de marée qui pourrait retarder voire empêcher la synchronisation d'une planète : la force de marée thermique.

Prenez une planète avec une atmosphère épaisse, comme Vénus par exemple. Lorsque le Soleil chauffe la zone subsolaire de cette planète, l'atmosphère s'y réchauffe et se dilate. La pression augmente en altitude. Pour équilibrer les forces de pression atmosphérique, une partie de la masse de l'atmosphère est redistribuée vers le coté nuit, créant cette fois-ci un renflement dans la direction perpendiculaire à la direction du Soleil.

Si la rotation d'une telle planète est plus rapide que sa révolution autour de son étoile , on aura un décalage angulaire $\delta$ entre l'orientation du renflement et la perpendiculaire à la direction de l'étoile. Si $\delta$ est inférieur à 180°, le renflement va provoquer un couple accélérateur du même sens que la rotation de la planète.

Si ce couple est suffisamment important, la période de rotation de la planète va converger vers un état d'équilibre différent de la rotation synchrone, où couples de marée gravitationnel et thermique se compensent. C'est par exemple ce qui est arrivé à Vénus.

L'effet de marée gravitationnelle

Mécanisme de l'effet de marée gravitationnelle.

représente le sens de rotation de la planète.

Crédit : J. Laskar

L'effet de marée thermique

Mécanisme de l'effet de marée thermique.

représente le sens de rotation de la planète. L'atmosphère est représentée en bleue.

Crédit : J. Laskar

Zone Habitable et Rotation Synchrone

Représentation de la Zone Habitable en fonction de la masse stellaire et de la distance Etoile-Planète en Unités Astronomiques. Les droites représentent la délimitation entre deux zones : Celle où l'état d'équilibre final est une rotation synchrone et celle ou ce n'est pas le cas.

Crédit : Leconte et al., Science 347 (2015)

Il y a finalement deux critères majeurs pour savoir si une planète habitable va finir en rotation synchrone ou non. Plus la masse de son étoile est faible, et moins son atmosphère est épaisse, plus les chances sont grandes pour que la planète entre (et rapidement) en rotation synchrone.

Une planète en rotation synchrone autour de son étoile lui montre toujours la même face. Une telle planète possède une face fortement irradiée, mais une face et deux pôles non éclairés.

Prenons le cas d'une planète en rotation synchrone qui n'aurait ni océans, ni atmosphère. Sur une telle planète, les échanges de chaleur se font très mal d'un point à l'autre de la planète. Du coup, la différence de température entre la face irradiée et la face cachée sera extrême. Du côté caché, la température de surface dépendra essentiellement du flux géothermique $F_{g\'eo}$ . Soit $\sigma T_{cach\'e}^4 = F_{g\'eo}$ . Alors que du côté irradié, et notamment au niveau du point substellaire, $\sigma T_{irradi\'e}^4 = F_*~cos(\theta)~(1-A)$ , avec F_* le flux stellaire au point substellaire, $\theta$ l'angle zénithal et l'albédo de la surface.

Rajoutez maintenant à cette planète une atmosphère et des océans. Le transport de chaleur assuré par l'atmosphère et les océans va alors réduire les écarts de température entre les deux faces ...

Repousser la limite intérieure de la Zone Habitable

Si vous rapprochez la Terre du Soleil et que vous dépassez la limite de 0.95 UA, la Terre va partir en "Runaway Greenhouse" et ne sera plus habitable.

Prenez maintenant une planète similaire à la Terre mais orbitant en rotation synchrone autour d'une étoile similaire au Soleil. Si vous dépassez la limite de 0.95 UA, une telle planète peut rester habitable !

À mesure que cette planète se rapproche de son étoile, le flux lumineux reçu au point substellaire augmente. Ceci crée une zone de forte convection à l'origine de la formation de nuages épais très réfléchissants. La couverture nuageuse de la face irradiée peut atteindre jusqu'à 80%. Plus le flux stellaire augmente, plus ce mécanisme est efficace, plus l'albédo planétaire augmente. Conclusion : La limite intérieure de la Zone Habitable est largement repoussée vers l'intérieur.

Note : Lorsque ce mécanisme entre en jeu, la quantité de vapeur d'eau injectée dans la stratosphère est fortement augmentée, ce qui soulève la question de l'échappement atmosphérique de l'hydrogène.

La nouvelle limite de la Zone Habitable

Si vous déplacez cette planète beaucoup trop près de son étoile, le mécanisme décrit précédemment n'est plus suffisant pour assurer son habitabilité. En fonction de son état initial, la planète peut alors diverger vers deux états possibles et pourtant bien différents : 1. Elle peut entrer en Runaway Greenhouse. 2. Toute l'eau de la planète peut se retrouver piégée du côté froid. Cette "bistabilité" résulte de la compétition entre d'un côté le taux d'évaporation, côté jour, et de l'autre l'efficacité du transport/le taux de condensation de la vapeur d'eau dans les pièges froids, côté nuit.

1. Si la quantité de vapeur d'eau initiale dans l'atmosphère est suffisante, alors l'effet de serre de la vapeur d'eau va s'emballer en évaporant la totalité du réservoir d'eau de la planète. C'est l'état classique du "Runaway Greenhouse". 2. Mais si la quantité initiale de vapeur d'eau dans l'atmosphère est insuffisante, l'évaporation de l'eau liquide côté jour n'est pas suffisamment intense pour dépasser le taux de condensation côté nuit. Le seul état d'équilibre alors possible arrive lorsque la totalité de l'eau côté jour s'est évaporée pour finir, sous forme de glace, côté nuit.

Carte des températures d'une planète sèche, sans atmosphère, en rotation synchrone

Carte des températures d'une planète en rotation synchrone, sèche et sans atmosphère. On a choisi un flux stellaire égal à celui reçu par la Terre, soit de $1360~W.m^{-2}$ au point substellaire, et un flux géothermique égal à celui de la Terre, soit de $8.10^{-2}~W.m{-2}$ . Dans ces conditions, la température coté nuit atteint 34 K.

Crédit : M. Turbet

L'extension de la Zone Habitable et le rôle des nuages

Schéma d'une planète en rotation synchrone fortement irradiée. Dans la région substellaire, le flux lumineux élevé crée une zone de forte convection, à l'origine de la formation de nuages très réfléchissants. Ceci a pour effet d'augmenter drastiquement l'albédo de la planète et d'étendre ainsi la limite intérieure de la Zone Habitable.

Crédit : J. Leconte

Un climat bistable

Lorsqu'une planète en rotation synchrone dépasse un flux stellaire seuil, seuls deux états sont possibles : L'emballement de l'effet de serre, ou la condensation ("Collapse") du côté froid. On représente à gauche une carte des températures correspondant aux deux états possibles. On représente à droite les zones de prédominance des deux états en fonction de la pression de surface de l'atmosphère et de la colonne d'eau initiales.

Crédit : Leconte et al., y. Astron. Astrophys. 554, A69 (2013).

Quand une planète a une orbite trop proche de son étoile, et par l'action de forces de marées, elle finit rapidement par avoir une orbite synchrone autour de son étoile. Les planètes "froides" de la Zone Habitable sont à priori moins concernées par cet effet, puisqu'elles sont beaucoup plus éloignées de leur étoile que les planètes "chaudes" de la Zone Habitable. Dans le cas du Soleil par exemple, une planète qui se trouverait à la limite intérieure de la Zone Habitable (0.95 UA) peut se synchroniser ~ 30 fois plus rapidement qu'une planète située au niveau de la limite extérieure (1.67 UA). Résultat : Une planète froide comme Mars n'a aucune chance d'être un jour en rotation synchrone car le temps que cela lui prendrait est bien supérieur à la durée de vie du Soleil.

Pourtant, autour d'étoiles de faible masse, la Zone Habitable est beaucoup plus rapprochée de l'étoile. Et les planètes "froides" de la Zone Habitable de telles étoiles sont susceptibles elles aussi d'entrer en rotation synchrone.

La limite "froide" de l'habitabilité des planètes en rotation synchrone

Les planètes en rotation synchrone ont très certainement, sous l'effet des forces de marée gravitationnelle, une obliquité très redressée (proche de $0^{\circ}$ , comme Mercure). Résultat : de telles planètes peuvent posséder plusieurs points froids (au niveau des pôles mais surtout au niveau de la face non éclairée). Pour qu'une planète "froide" (peu irradiée par son étoile) soit capable de garder de l'eau liquide à sa surface, il faut déjà qu'elle soit capable de conserver son atmosphère à l'état gazeux. En particulier, une planète en rotation synchrone dont l'atmosphère (composée par exemple de N_2,~CO_2,~H_2O ...) serait trop peu épaisse pourrait condenser l'ensemble de ses espèces gazeuses. De l'espèce la moins volatile à l'espèce la plus volatile, la vapeur d'eau va d'abord se condenser du côté froid, puis au tour du CO_2 et enfin ... même du N_2 !!! Une telle planète n'est pas capable de conserver son atmosphère sous forme gazeuse et ne peut donc pas être habitable (de classe I).

Lorsque l'atmosphère d'une planète en rotation synchrone s'épaissit (par exemple en injectant du CO_2 ) :

L'effet de serre augmente, réchauffant la planète.
L'échange de chaleur entre les faces éclairées/non-éclairées est de plus en plus efficace.

Autour d'une étoile type solaire, le premier point aurait un effet très réduit car la diffusion Rayleigh augmente l'albédo planétaire à mesure que la pression atmosphérique augmente. Mais c'est essentiellement autour des étoiles M (de faible masse) que des planètes "froides" peuvent entrer en rotation synchrone. Aux longueurs d'onde d'émission d'une telle étoile, la diffusion Rayleigh a une influence très limitée, et il est possible d'augmenter très fortement l'effet de serre d'une atmosphère en atteignant une pression atmosphérique très élevée.

Ainsi, si la planète possède une pression atmosphérique suffisante, l'effondrement de l'atmosphère peut être évité. Si c'est le cas, la planète est alors soumise au principe de Maximum Greenhouse correspondant à la distance orbitale à laquelle elle se trouve. NB : On peut noter que la présence d'un océan (contribuant très fortement au transport de chaleur) à la surface d'une telle planète peut permettre d'abaisser la pression critique à laquelle l'atmosphère condense.

A l'heure actuelle, on considère que les étoiles de faible masse - appelées aussi Naines M - sont les meilleurs candidats pour héberger des planètes porteuses de vie. D'abord, elles sont plus nombreuses que les étoiles d'autres type. Parmi toutes les étoiles de notre galaxie, on compte près de 75% de Naines M. Ensuite, ces planètes ont une luminosité stable dans le temps. Leur Zone Habitable est donc plus stable encore que dans notre Système Solaire et la vie (et surtout la vie intelligente) bénéficie en théorie de plus de temps pour se développer.

Des débuts difficiles

Si les Naines M sont de bons candidats pour être hôtes de planètes habitables, la proportion de rayonnement UV et X qu'elles émettent (par rapport à leur luminosité totale) est bien plus élevé que le soleil, surtout au début de leur histoire. Intégré sur 5 milliards d'années, il peut être jusqu'à 30 fois plus important pour une Naine M que pour notre étoile.

Les planètes dans la Zone Habitable de Naines M recoivent donc un flux X-UV jusqu'à plusieurs dizaines de fois plus important que sur Terre. Or, c'est justement la partie du spectre stellaire à l'origine de l'échappement atmosphérique.

Il est aussi important de noter que pendant cette phase d'activité initiale accrue des Naines M, d'autres phénomènes comme des éjections de masse coronales ou des éruptions stellaires peuvent affecter lourdement l'évolution de l'atmosphère des planètes environnantes, d'autant plus qu'autour de telles étoiles, les planètes habitables sont beaucoup plus proches et donc affectées par de tels évènements.

Flux Ultraviolet des étoiles de la Séquence Principale

Proportion de Flux X-UV (intégré entre 0.1 et 100 nm et pendant les 5 premiers milliards d'années de l'étoile) dans le flux total émis par une étoile de la Séquence Principale, en fonction de sa masse.

Crédit : Forget and Leconte, Phil. Trans. R. Soc. A 372 (2014).

La Zone Habitable des Etoiles M

Les Naines M sont les étoiles de la Séquence Principale qui possèdent la température de brillance la plus faible. Du coup, le pic de leur spectre d'émission est décalé, par rapport au Soleil par exemple, vers des longueurs d'onde plus élevées. A ces longueurs d'onde, la diffusion Rayleigh de l'atmosphère est moins efficace et l'absorption de la vapeur d'eau (et d'autres gaz à effet de serre comme le CO) est accrue. Dans ces conditions, les planètes qui ont une atmosphère semblable à la Terre seront plus facilement chauffées autour d'étoiles de faible masse. Ceci a pour effet de décaler légèrement vers l'extérieur les deux limites de la Zone Habitable des étoiles de faible masse.

De plus, autour des étoiles M, le mécanisme de "Runaway Glaciation" décrit plus tôt est beaucoup moins efficace que sur Terre car l'albédo de la glace/neige y est réduit. L'albédo spectral de la glace/neige décroît avec la longueur d'onde et le pic d'émission d'une Naine M est décalé, par rapport au Soleil, vers les grandes longueurs d'onde. Ceci résulte en un albédo équivalent de la glace/neige plus faible que sur Terre.

Synchrone ou non ?

Les planètes dans la Zone Habitable des étoiles M sont très proches de leur étoile. La proportion de planètes en rotation synchrone autour de telles étoiles sera donc à priori plus grande qu'autour d'étoiles de type solaire. En considérant à la fois l'effet des marées gravitationnelles et thermiques , prenons le cas d'une Naine M de 0,3 masse solaire. Une planète semblable à la Terre (pression de surface de 1 bar) qui serait dans la Zone Habitable d'une telle étoile pourrait être aussi bien synchrone que non-synchrone ...

L'albédo de la glace autour d'une étoile M

L'albédo de la glace et de la neige dépendent de la longueur d'onde. Le spectre des étoiles M étant décalé vers les hautes longueurs d'onde, l'albédo intégré de la neige/glace est diminué !

Crédit : Joshi and Haberle, Astrobiology 12 (2008).

Auteur: M. Turbet

L'habitabilité autour des étoiles massives

Difficulté : ☆ Temps : 5 minutes

Les étoiles de la Séquence Principale dont la masse est supérieure à celle du Soleil ne sont pas très nombreuses. Elles peuvent héberger des planètes comme n'importe quelle autre étoile. Mais à priori, ce sont de très mauvais candidats pour héberger des planètes habitables ...

Question 1)

Qu'est ce qui limite l'habitabilité des étoiles massives ?

Certaines étoiles sont trop peu massives au moment de leur formation pour permettre à leur coeur d'atteindre la température de fusion thermonucléaire de l'hydrogène. Si leur masse est supérieure à environ 13 fois la masse de Jupiter, elle peuvent néanmoins être chauffé par la fusion du deuterieum. Ces étoiles avortées sont des Naines Brunes. C'est généralement le cas pour les étoiles de masse < $0.08 M\odot$ . Aujourd'hui, près de 1300 Naines Brunes ont déjà été détectées mais on estime que notre galaxie compte environ 1 Naine Brune pour 6 étoiles.

Evolution de la luminosité des Naines Brunes

On représente l'évolution temporelle de la luminosité de naines brunes de différentes masses. A la différence des étoiles de la Séquence Principale, la luminosité d'une naine brune décroît avec le temps.

Crédit : Chabrier and Baraffe, Annual Review of Astronomy and Astrophysics38 (2000)

A la différence des étoiles de la Séquence Principale, la luminosité d'une naine brune décroît avec le temps. La zone habitable autour d'une Naine Brune se déplace vers l'intérieur du système avec le temps.

Les Naines Brunes sont de mauvais candidats pour héberger des planètes habitables

Comme la luminosité d'une Naine Brune diminue très rapidement, la Zone Habitable se déplace très rapidement vers l'intérieur. La durée de vie dans la Zone Habitable des planètes, immobiles elles, est très courte.

De plus, lorsqu'une planète entre dans la Zone Habitable, elle aura été été auparavant très chaude. La totalité de son eau disponible en surface aura été sous forme de vapeur depuis sa formation. Et cette eau est susceptible de s'être échappée dans l'espace ...

Ainsi, plus une planète entre tard dans la Zone Habitable, plus elle y restera longtemps, mais plus aussi elle sera resté dans un état chaud auparavant ...

On pourra quand même noter que pour l'instant, il n'existe pas d'observations des émissions UV/X de naines brunes. Il est donc délicat d'estimer le taux d'échappement en eau des planètes avant d'entrer dans la Zone Habitable.

La Zone Habitable des Naines Brunes

On représente ici l'évolution de la Zone Habitable avec le temps pour une planète aux caractéristiques de la Terre orbitant une Naine Brune de 0.04 masse solaire. Au cours du temps, la Zone Habitable se rapproche de la Naine Brune jusqu'à atteindre la limite de Roche. La limite de Roche correspond à la distance orbitale à partir de laquelle les forces de marée exercées par l'étoile sur la planète dominent les forces de cohésion de la planète. En deçà de cette limite, la planète se disloque.

Crédit : E. Bolmont et S. Raymond.

Rotation Synchrone ou non ?

Les planètes dans la Zone Habitable d'une Naine Brune sont extrêmements proches de leur étoile. Par exemple, dans le cas d'une Naine Brune "classique" de 0.04 masses solaires, seules les planètes situées à une distance inférieure à ~0.003 U.A. sont continuement dans la Zone Habitable pour au moins ~4 milliards d'années. Parmis ces planètes, celles qui sont situées à une distance inférieure à 0.002 U.A. sont en deçà de la limite de Roche, distance critique à partir de laquelle les forces de marée exercées par l'étoile sur la planète dominent les forces de cohésion de la planète. Résultat : De telles planètes se disloquent.

Ainsi, si une planète semblable à la Terre orbite suffisamment longtemps (et pas trop près !) dans la Zone Habitable d'une Naine Brune, elle sera vraisemblablement en rotation synchrone.

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.

Bestiaire des systèmes planétaires multiples observés par Kepler

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)

Intercepter une communication extraterrestre

Situation où deux planètes d'un même système planétaire sont alignées avec la Terre. Les communications focalisées d'une planète à l'autre sont plus facilement détectables par la Terre dans cette condition.

Crédit : Berkeley University

Spectre de la Terre vu par le satellite Galileo

Luminance spectrale de la Terre observée par Galileo dans le proche infrarouge.

Crédit : Carl Sagan (1993)

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 ...

Habitable Zones Around Main Sequence Stars (James F. Kasting et al., 1993, Icarus)
What makes a planet habitable ? (Helmut Lammer, 2009, Astron. Astrophys. Rev.)
Principles of Planetary Climate (Raymond Pierrehumbert)

Carte postale de Kepler 16-b

Kepler 16-b est une planète qui a été détectée dans un système d'étoiles doubles/binaires.

Crédit : NASA

Lorsque deux étoiles sont suffisamment proches qu'elles orbitent autour d'un barycentre commun, on dit qu'elles forment un système d'"étoiles doubles" ou d'"étoiles binaires". Les systèmes d'étoiles doubles sont communs dans notre galaxie, puisqu'environ 1 planète sur 2 se trouve dans un système d'étoiles binaires.

De nombreuses planètes ont déjà été détectées autour d'étoiles doubles. On propose dans cet exercice d'explorer l'habitabilité des planètes orbitant de tels systèmes.

Auteur: M. Turbet

L'habitabilité des étoiles doubles - Cas Circumbinaire

La première catégorie de planètes présentes dans les systèmes binaires représente les planètes ayant une orbite circumbinaire. Ces planètes orbitent autour des deux étoiles à la fois.

Configuration Circumbinaire

Question 1)

Soit un système binaire composé de deux étoiles rigoureusement identiques. À quel système plus simple ce système est-il équivalent ? Estimez la position de la Zone Habitable associée, par rapport à un système composé d'une étoile seule. Estimez de même le changement pour le temps de synchronisation.

Question 2)

Soit maintenant un système binaire composé d'une étoile solaire et d'une étoile M de 0,3 masse solaire. Comparez la luminosité des deux étoiles. A quel système plus simple ce système binaire s'apparente-t-il ?

Auteur: M. Turbet

L'habitabilité des étoiles doubles - Cas Non-Circumbinaire

La deuxième catégorie de planètes présentes dans les systèmes binaires comporte les planètes ayant une orbite non-circumbinaire : ces planètes orbitent autour d'une seule des deux étoiles.

Configuration Non-Circumbinaire

Question 1)

Donnez une condition pour que la stabilité orbitale d'un tel système soit assuré. À quel système plus simple ressemble alors le système ?

Question 2)

Quel est le risque - du point de vue de l'habitabilité de la planète - si l'étoile hôte est moins massive que l'étoile environnante.

Mini-Projet Habitabilité

Le but de ce projet est d'explorer les différents concepts de l'habitabilité présentés dans ce cours, en utilisant un modèle de climat interactif qui permet de simuler l'évolution accélérée du climat de planètes telluriques.

Le simulateur utilisé est une version 1-D du Modèle Global de Climat générique du Laboratoire de Météorologie Dynamique. Ce modèle est construit autour de nombreux processus physiques (radiatifs,thermodynamiques,hydrodynamiques, ...) qui permettent de représenter avec une bonne fidélité l'évolution du climat de planètes et exoplanètes. Ce simulateur 1-D assimile l'ensemble de la planète à une unique colonne atmosphérique composée de 25 niveaux s'étalant de 0 à 60km d'altitude. Il permet d'étudier des atmosphères de planètes composées d'un mélange variable de N,CO et HO.

Lien vers le simulateur : Modèle 1D

Guide du simulateur

Commencez d'abord par choisir les caractéristiques intrinsèques initiales de la planète que vous souhaitez construire : sa gravité, sa pression atmosphérique, et la quantité d'eau (épaisseur moyenne équivalente) souhaitée à la surface de la planète.
Choisissez les paramètres "modifiables" de votre planète : le flux stellaire reçu à 1 Unité Astronomique (UA), la distance qui sépare votre planète de son étoile (en UA), l'excentricité de l'orbite, la période de l'orbite, la quantité de CO dans l'atmosphère, et enfin le type spectral de l'étoile hôte.
"Démarrer" pour débuter la simulation. Les paramètres dits "modifiables" peuvent être changés en cours de simulation, de manière interactive.
En cas de pépin, vous pouvez simplement "Recommencer" une simulation.

Plusieurs outils de visualisation de l'évolution de l'atmosphère simulée vous sont proposés :

la température de surface (en degrés Kelvins).
le profil vertical des températures atmosphériques (en degrés Kelvins).
le profil vertical de vapeur d'eau (kg/kg d'air).
le flux solaire absorbé / le flux thermique émis vers l'espace par l'atmosphère.
le suivi de l'orbite de la planète.

Questions

Essai sur des planètes du Système Solaire

Construisez une planète aux caractéristiques les plus similaires possibles à la Terre, puis estimez la température de surface moyenne obtenue avec le modèle.
Même question pour Mars. (on pourra s'aider d'Internet pour chercher ses caractéristiques)
Comparez ces valeurs avec les températures réellement mesurées sur ces deux planètes. Discutez.
Comment s'assurer que le climat des planètes modélisées est bien équilibré ?

Limite intérieure de la Zone Habitable

Multipliez par 4 le flux reçu par la Terre. Que se passe-t-il ?
Qu'en est-il du profil de vapeur d'eau ? Discutez.
Augmentez d'avantage encore le flux solaire reçu par la planète. Comment varient le flux solaire absorbé/le flux thermique émis vers l'espace à mesure que le flux solaire augmente ? Discutez.
Trouvez la distance minimale jusqu'à laquelle une planète (orbitant autour d'une étoile solaire, Flux à 1UA égal à 1362 W/m2, et pour une gravité terrestre) peut garder de l'eau liquide à sa surface. Vous pouvez faire varier tous les paramètres à votre convenance, faites marcher votre imagination ! Une seule règle : le climat de la planète doit être équilibré.
Comment varie cette distance autour d'étoiles moins massives. On pourra utiliser une étoile type M4 à 3000 Kelvins.
Les planètes orbitant autour d'étoiles M (en particulier les plus proches) ont de forte chance d'être en rotation synchrone. Le modèle utilisé dans ce projet est-il adapté pour simuler de telles planètes ?

Limite extérieure de la Zone Habitable

Première expérience

Coupez subitement le flux solaire reçu par la Terre. Que se passe-t-il ?
Répétez l'experience, mais cette fois-ci, au bout de 200 jours, remettez le flux solaire initialement reçu par la Terre. Discutez.

Deuxième expérience

Fabriquez à nouveau une planète Terre à l'aide du simulateur en remplaçant cette fois-ci le Soleil par une étoile moins massive de 3000 Kelvins. Quelle est la température de surface à l'équilibre ? Discutez.
Trouvez la distance à laquelle la température de surface de cette planète est égale à celle de la Terre aujourd'hui, soit 288 Kelvins (15°C).
Reprenez cette planète à la distance calculée ci-dessus, puis coupez subitement le flux stellaire reçu. Après 200 jours, remettez le flux stellaire comme il l'était initialement. Quelle différence y-a-t-il avec l'expérience précédente ? Discutez.

Troisième expérience

Prenez une nouvelle fois la Terre. Trouvez la pression de surface et la composition atmosphérique qui maximisent la température de surface d'une telle planète. Discutez.
Sur Terre, l'eau bout à 100°C au niveau de la mer. Jusqu'à quelle température l'eau liquide peut-elle être stable à la surface de la planète fabriquée ci-dessus ?
Trouvez maintenant la distance maximale jusqu'à laquelle une planète tellurique orbitant autour d'une étoile solaire peut être habitable de classe I.
Même question autour d'une étoile M de 3000 Kelvins. Discutez des différences.

Pour aller encore plus loin

Etudiez l'impact de la gravité sur les bornes de la Zone Habitable que vous avez calculé dans les exercices précédents. Discutez.
Placez maintenant la quantité d'eau liquide initiale à 0. Quelles sont les conséquences pour la Zone Habitable ? Faites l'expérience puis discutez.

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ACCES AU PLAN DES CHAPITRES

Habitabilité

Introduction

Découvrir

L'habitabilité ?

Conditions de l'habitabilité

Du Carbone

De l'eau liquide

Une source d'énergie

Une surface stable

Les types d'habitabilité

Catégorie I

Catégorie II

Catégorie III

Catégorie IV

La vie sur les corps de catégorie III et IV

Du temps

De l'eau liquide

Avoir de l'eau

Maintenir l'eau liquide

Garder cette eau

Des températures propices à l'eau liquide et à la vie

Le flux stellaire

Le flux géothermique

L'effet de serre de l'atmosphère

Ni trop chaud, ni trop froid

La limite froide

La limite froide de l'habitabilité

L'effet "boule de neige"

La limite chaude

L'effet "Runaway Greenhouse"

L'effet "Moist Greenhouse"

La Zone Habitable Classique

La vitesse de rotation

L'habitabilité des planètes en rotation synchrone

Le cas de la Terre

Passé et Devenir de la Terre

Le passé de la Terre

Le devenir de la Terre

Les mécanismes de stabilisation du climat terrestre

Le cycle Carbonates-Silicates, où comment sortir d'une aire glaciaire

La stabilisation du climat par la Lune

Les autres planètes du Système Solaire

Mars - L'énigme des réseaux de rivières

Les réseaux de rivière

Les scénarios possibles

Les leçons à tirer

Vénus, une planète où l'effet de serre s'est emballé

Où est passé l'eau de Vénus ?

Le danger des évènements extrêmes

À l'échelle de la Galaxie

À l'échelle du Système Stellaire

À l'échelle de la Planète

Comprendre

Introduction

La diversité d'exoplanètes

De nombreux paramètres

Vers une généralisation

Les outils de modélisation et les équations à prendre en compte

Modèle "Radiatif-Convectif" VS GCM

1D VS 3D : L'exemple de la température d'équilibre

La limite intérieure de la Zone Habitable

L'emballement de l'effet de serre

Une question de flux

Modélisation du Runaway Greenhouse : 1D vs 3D

Devenir de la Terre

Le Moist Greenhouse, échappement atmosphérique

La vitesse d'échappement atmosphérique

Moist Greenhouse / Runaway Greenhouse

Moist Greenhouse VS Runaway Greenhouse, faites le calcul !

La limite extérieure de la Zone Habitable

L'effet de serre maximum

Augmenter l'effet de serre

La diffusion Rayleigh

Le rôle des nuages

Habitabilité autour des différentes "étoiles"

Etoiles de faible masse et synchronisation

Les forces de marée gravitationnelle

Les forces de marée thermique

Planètes en rotation synchrone : limite chaude de la Zone Habitable

Repousser la limite intérieure de la Zone Habitable