Quelles Conditions Ont Permis l’Émergence de la Vie ?

Zone Habitable : Un équilibre fragile entre chaleur et froid

Notre Galaxie compte environ 200 milliards d'étoiles et les statistiques nous disent qu'elle contiendrait 2 000 milliards de planètes. Cela semble suffisant pour dire que la vie a certainement trouvé de nombreux lieux parmi les zones habitables de ces milliards d'étoiles pour se développer. Cependant il faut réunir tellement de conditions favorables que cela restreint fortement les possibilités.

La première des conditions indispensables est la présence d'eau à l'état liquide. L'eau est abondante dans l'Univers matériel qui est constitué de 74% d'hydrogène, de 24% d'hélium, de 1% d'oxygène et tous les autres éléments réunis ne représentent que 1% de la matière ordinaire.

Les scientifiques pensent que l'eau liquide est vitale à cause de son rôle dans les réactions biochimiques. Elle est même considérée comme un élément indispensable à un écosystème viable car elle favorise énormément le transport des matériaux nécessaires à une activité biochimique.

Une planète doit donc avoir de l'eau liquide et la garder suffisamment longtemps, des milliards d'années, pour avoir une chance de conserver la vie. Personne ne sait comment la vie apparait, le passage de l'inanimé à l'animé est encore une mystère mais la vie telle qu'on l'observe sur notre planète est basée sur la chimie du carbone en solution dans l'eau liquide.

Si la vie existe ailleurs elle doit être basée sur la chimie du carbone. La vie n'a pas emprunté le chemin du silicium beaucoup plus présent sur Terre que le carbone.

Les spécialistes ont essayé d'imaginer la vie dans une autre chimie que celle du carbone et tous disent que c'est beaucoup plus compliqué car le carbone (C) est le composant essentiel des composés organiques. Il est à la base d'une multitude de composés et s'associe très bien avec les autres atomes en particulier avec l'hydrogène, l'oxygène, l'azote, le phosphore et le soufre.

Puisque dans l'Univers la molécule d'eau (H²O) est présente partout, toutes les planètes doivent en avoir. La difficulté sera de garder l'eau en surface à l'état liquide pendant des milliards d'années et pour cela la planète habitable doit réunir de très nombreuses conditions favorables à sa stabilité.

Il faut donc que la planète reste en orbite dans une zone habitable.

Quelle est la taille de la zone habitable ?

Les modèles numériques montrent que si on éloigne la Terre du Soleil de 12%, elle ne recevra alors que 79% de la chaleur du Soleil. A cet endroit le climat s'emballe, la Terre se recouvre très rapidement de glace en quelques dizaines d'années. Pourtant la Terre a toujours été habitable malgré l'évolution de la chaleur du Soleil.

Au début le Soleil était 25% moins brillant qu'aujourd'hui et pourtant il y a toujours eu de l'eau liquide à la surface de la Terre avec en moyenne un climat plus chaud qu'aujourd'hui. C'est le paradoxe du Jeune Soleil Faible.

Cette vieille énigme de l'année 1972 a été soulevée par les astronomes Carl Sagan (1934-1996) et George Mullen. Cela se passe lorsque les preuves d'eau liquide et de vie sous bactérienne ont été trouvées dans les couches géologiques du début de la formation de la Terre. Sagan et Mullen suggérèrent à l'époque qu'un effet de serre 3 fois plus important qu'aujourd'hui a dû exister grâce à l'ammonium et au méthane.

Grâce à cet effet de serre primordial, la Terre a pu conserver la faible chaleur émise par le jeune Soleil. Alors que le Soleil brillait de plus en plus, le cycle carbonate silicate a pris le relai pour stabiliser le climat de la Terre.

Si la planète est capable de stabiliser son climat, la limite supérieure de la zone habitable recule à 1,6 ua. La limite intérieure de la zone habitable a été calculée par les modèles informatiques à 5% (0,95 ua). A cet endroit, plus près du Soleil, le système climatique s'emballe. La température augmente, l'effet de serre augmente et les océans s'évaporent. Les liaisons des molécules d'eau sont cassées dans l'atmosphère, et l'hydrogène très léger disparait dans l'espace. Peu à peu la planète perd toute son eau.

C'est donc entre 0,95 et 1,65 ua que la Terre peut garder de l'eau liquide à sa surface. Il faudra qu'elle reste très longtemps dans cette zone pour permettre l'évolution de la vie. C'est grâce au cycle carbonate silicate et la tectonique des plaques que la Terre a pu garder son atmosphère.

Cycle Carbonate Silicate et Tectonique des Plaques

Le Cycle Carbonate-Silicate joue un rôle crucial dans la régulation du climat terrestre sur de longues périodes. Ce cycle débute lorsque le CO2 atmosphérique se dissout dans l'eau de pluie, formant de l'acide carbonique (H2CO3). Les produits de cette altération sont ensuite transportés vers les océans, où les organismes marins les utilisent pour fabriquer des coquilles de carbonate de calcium (CaCO3). À leur mort, ces organismes s'accumulent sur le fond océanique. La tectonique des plaques recycle alors le CO2 dans les zones de subduction, le libérant sous forme gazeuse dans l'atmosphère via les éruptions volcaniques. Sans cette libération volcanique, le CO2 atmosphérique serait épuisé en environ 400 000 ans. Le cycle se poursuit lorsque le CO2 volcanique est de nouveau dissous par l'eau de pluie, qui le transporte vers les profondeurs océaniques. Ce processus est essentiel au fonctionnement de la "machine climatique" terrestre.

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

N. B. : La zone habitable circumstellaire, également appelée écosphère, est une région théorique en forme de tube circulaire autour d'une étoile où la température de surface des planètes en orbite permet la présence d'eau liquide. Bien que cette zone puisse potentiellement abriter la vie, les conditions nécessaires pour que celle-ci se développe sont si nombreuses que les probabilités restent très faibles.

Conditions Astronomiques pour qu'une Planète garde son Eau Liquide

Une autre condition essentielle pour maintenir l'eau à l'état liquide concerne les caractéristiques astronomiques de l'étoile autour de laquelle une planète orbite. Ces caractéristiques sont limitées par le fait que 60 % des étoiles sont des systèmes binaires, ce qui n'est pas propice à l'émergence de la vie, car les orbites des planètes dans ces systèmes sont souvent irrégulières et chaotiques. Pour qu'une planète soit habitable, son excentricité orbitale doit être faible, proche de 0 (orbite circulaire). L'excentricité de la Terre, qui est de 0,01, est idéale. En revanche, les observations des exoplanètes révèlent une excentricité moyenne de 0,29, ce qui est considérable. Une forte excentricité rend l'orbite planétaire instable, exposant la planète aux perturbations gravitationnelles d'autres planètes (travaux de Jacques Lascar), ce qui affecte également la stabilité de la température. Parmi les systèmes solaires observés, peu offrent des orbites presque circulaires comme celles de notre système solaire.

Une autre condition cruciale pour conserver l'eau liquide est la masse de l'étoile. Les étoiles ont des masses variant d'environ 1/100ème à 100 fois celle du Soleil. Les étoiles plus massives que le Soleil, entre 1,2 et 1,5 masses solaires, émettent trop de rayons ultraviolets, ce qui n'est pas favorable à l'apparition de la vie. De plus, leur durée de vie est trop courte pour permettre le développement de la vie.

Les étoiles plus petites que le Soleil émettent une quantité importante de rayons X et de particules nocives pour la vie. Environ 75 % des étoiles ont une masse d'environ 0,5 masse solaire. Ces étoiles émettent peu de lumière, ce qui rapproche la zone habitable de l'étoile. En raison de cette proximité, les planètes potentiellement habitables synchronisent leur rotation avec leur étoile par effet de marée, résultant en une face glacée et une autre brûlante. Bien qu'une "région tempérée" puisse exister à la frontière, cette situation n'est pas idéale pour maintenir l'eau à l'état liquide. De plus, à cette distance, ces planètes n'ont pas de champ magnétique, car la synchronisation empêche la rotation différentielle du noyau planétaire, les exposant davantage aux radiations solaires.

En résumé, les étoiles de 0,9 à 1,2 masse solaire sont les plus propices à l'apparition de la vie. Les simulations informatiques ne surprennent pas, car elles modélisent les conditions idéales correspondant à notre système solaire. Cependant, elles aident les chercheurs à mieux comprendre les conditions complexes nécessaires à l'émergence de la vie.

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

Les Etats de l'Eau ou Transitions de Phase

Les Phases de l'Eau

L'eau pure se présente sous une seule phase (solide, liquide ou gazeuse) pour une pression et une température spécifiques. Cependant, au point triple, les trois phases coexistent simultanément à une température et une pression précises. Un couple pression-température peut correspondre à une transition de phase, c'est-à-dire un changement d'état, comme la fusion (solide à liquide), la solidification (liquide à solide), la sublimation (solide à gaz), la condensation (gaz à solide), la vaporisation (liquide à gaz) ou la liquéfaction (gaz à liquide). Au-delà du point critique, l'eau entre dans une phase fluide, où elle est à la fois gazeuse et liquide, à une pression de 218 atmosphères et une température de 374°C.