LA PLANETE TERRE POUR LES DEBUTANT EST CONFIRMER.

voilà toutes les informations concernant la terre et la vie qui regnent deçu:


Les disques protoplanétaires

Des disques de poussières

Le premier satellite d'observation dans l'infrarouge, IRAS, fut à l'origine de l'une des découvertes fondamentales dans le domaine de la formation de systèmes planétaires. Ses observations révélèrent que certaines étoiles présentent ce que l'on appelle un excès infrarouge, c'est à dire un niveau d'émission dans ce domaine beaucoup plus grand que ce que l'étoile elle-même laisse prévoir. On connaît maintenant une centaine d'étoiles de ce type, parmi lesquelles Véga, mais l'exemple le plus connu se nomme Béta Pictoris.

La source de l'excès infrarouge peut se comprendre en considérant notre propre système solaire. En effet, ce dernier contient en plus des planètes une myriade de petits corps dont la taille varie de plusieurs kilomètres pour les astéroïdes à quelques milliardièmes de mètres pour les grains de poussière. Ces petits corps, illuminés par le Soleil dans le domaine visible et l'ultraviolet, diffusent une partie de la lumière - c'est la lumière zodiacale - mais absorbent le reste. L'énergie ainsi accumulée est ensuite réémise par ces corps dans le domaine infrarouge. C'est un phénomène similaire à une plus grande échelle qui explique les observations d'IRAS : l'excès infrarouge n'est pas dû aux étoiles elles-même mais à des disques de poussières qui les entourent.

Cette hypothèse fut confirmée en 1984 lorsque des images de Béta Pictoris révélèrent un disque de matière autour de l'étoile, d'un diamètre supérieur à 1000 unités astronomiques, soit 1000 fois la distance Soleil-Terre. Depuis, d'autres disques de poussière ont été directement confirmés, mais Béta Pictoris reste le plus bel exemple, son disque étant très brillant et sa taille apparente relativement grande - plus de 60 secondes d'arc.
Béta Pictoris
Une image du disque circumstellaire autour de l'étoile Béta Pictoris prise dans l'infrarouge en 1997 avec le système d'optique adaptative Adonis de l'ESO et un coronographe. Crédit : ESO

D'autres observations dans les années 1990 ont mis en lumière une autre caractéristique importante du disque de Béta Pictoris. La zone centrale, jusqu'à environ 25 unités astronomiques de l'étoile, soit une taille similaire à celle du système solaire, est quasiment dépourvue de poussières. L'hypothèse retenue pour expliquer ce phénomène est la présence d'une ou de plusieurs planètes. En effet, la théorie montre qu'une planète doit, sous l'effet de sa gravité, nettoyer la zone dans laquelle elle se déplace, soit en déviant les petites particules vers les régions externes, soit en provoquant leur chute vers l'étoile. Cette observation d'une zone à faible densité est donc un argument de poids en faveur de l'existence de planètes autour de Béta Pictoris.

La nébuleuse d'Orion

Une fois l'existence de disques établie, la question se posa de leur abondance. La réponse fut apportée lors d'observations de la nébuleuse d'Orion par le télescope spatial Hubble. En se tournant vers cette nébuleuse, le télescope découvrit des disques de poussière autour de plus de la moitié des étoiles de la région. Les images à haute résolution montrèrent des objets de forme clairement aplatie et non pas arrondie, ce qui prouvait qu'il s'agissait bien de disques.

La nébuleuse d'Orion, l'une des merveilles du ciel, est bien connue pour être une pouponnière d'étoiles très jeunes, âgées d'environ un million d'années. Les astres les plus massifs y ont déjà atteint leur phase stable et ce sont eux qui illuminent la nébuleuse. Mais la majorité des étoiles n'ont pas encore atteint cette phase et sont donc encore en contraction. Les disques de poussière n'ont quant à eux pas encore commencé à former de planètes. La situation est donc différente de celle de Béta Pictoris pour laquelle la formation de planètes a déjà eu lieu.

Les planètes extrasolaires

Une fois l'abondance des disques protoplanétaires démontrée, l'étape suivante consiste à essayer de mettre directement en évidence des planètes hors du système solaire. La principale méthode développée dans ce but consiste à étudier les perturbations qu'une planète provoquerait sur son étoile. Comme dans le cas des étoiles binaires, l'attraction gravitationnelle d'une planète devrait légèrement modifier la trajectoire de son étoile, d'où la possibilité d'inférer l'existence d'une planète en mettant à contribution l'analyse spectrale et en analysant de possibles variations du spectre de l'étoile dues à l'effet Doppler.

Le premier résultat fut obtenu fin 1995, lorsque Michel Mayor and Didier Queloz de l'observatoire de Genève détectèrent la première planète en orbite autour d'une étoile autre que le Soleil. En observant avec une très grande résolution spectrale l'étoile 51 Pegasi, située à 50 années-lumière dans la constellation de Pégase, ils furent en mesure de mettre en évidence de très faibles variations de la position des raies spectrales de l'étoile. Ils déterminèrent que la vitesse de l'étoile oscillait avec une période de 4,2 jours et une variation maximale de 70 mètres par seconde. Ces variations furent interprétées comme la conséquence d'une grosse planète en orbite autour de 51 Pegasi.

A partir de la période et de l'amplitude des variations, il fut possible d'estimer certains paramètres de l'étoiles comme sa masse, environ la moitié de celle de Jupiter, et sa distance à l'étoile, environ 7,5 millions de kilomètres, soit seulement 0,05 unités astronomiques. Notons que ces valeurs ne sont que des estimations car elles reposent sur quelques hypothèses, en particulier sur la position relative de l'orbite par rapport à notre ligne de visée. A partir de la distance, il fut aussi possible d'estimer la température moyenne de la planète, environ 1300 degrés Celsius, ce qui suggère que la planète est dépourvue d'atmosphère et partiellement ou complètement fondue.

Une profusion de planètes extrasolaires

Depuis la découverte de 51 Pegasi en 1995, plus d'une centaine de planètes autour d'étoiles normales ont été identifiées. En novembre 2003, on comptait ainsi 119 planètes identifiées dans 104 systèmes planétaires différents. Leur masse varie approximativement entre 0,1 et 10 masses de Jupiter, leur période entre un jour terrestre et une dizaine d'années, et leur distance à l'étoile entre 0,02 et 5 unités astronomiques.
Naine brune 2M1207
La première planète extrasolaire à être observée directement (à gauche), en orbite autour de la naine brune 2M1207 (au centre). Cette image a été prise en septembre 2004 par le télescope Yepun du VLT, muni d'optique d'adaptative. Des observations ultérieures ont prouvé que les deux corps font partie d'un même système. La planète doit avoir environ 5 fois la masse de Jupiter et se trouve à une distance de 55 unités astronomiques de son étoile (soit environ deux fois la distance entre Neptune et le Soleil), et à 230 années-lumière de nous. Crédit : VLT/NACO

Remarquons encore qu'en réalité la première détection d'une planète extrasolaire ne fut pas celle du compagnon de 51 Pegasi, mais celle de planètes autour du pulsar PSR 1257+12. L'étude du rayonnement de ce pulsar mis en évidence de faibles variations dans la période qui pouvaient s'expliquer par des perturbations gravitationnelles liées à la présence de trois corps en orbite, l'un de la masse de la Lune, les deux autres avec une masse de l'ordre de deux tiers de celle de la Terre. Ces planètes se sont probablement formés après l'explosion de la supernova car il est difficile d'imaginer que des corps aient pu survivre à cette dernière.

La chimie de la vie

Avant de passer en revue les évènements qui ont conduit d'une Terre stérile juste après sa formation à un monde foisonnant de vie, rappelons rapidement quelques notions fondamentales sur la vie telle que nous la connaissons.

L'élément de base de tout être vivant est une entité microscopique appelée la cellule. Un être humain en contient à peu près 10 000 milliards. Chacune de ces cellules est une sorte d'usine vivante assurant plusieurs fonction : absorber des éléments nutritifs, grandir, se débarrasser de ses déchets et se reproduire.

L'ADN

Chaque cellule possède un centre de contrôle constitué par un ou plusieurs chromosomes. Les bactéries par exemple n'en possèdent qu'un alors que les humains en possèdent 46. Ces chromosomes sont les acteurs clefs de la reproduction. Ils permettent à une cellule de se diviser pour donner naissance à deux cellules génétiquement identiques à la première. En 1953, Francis Crick et James Watson, révélèrent la structure intime du chromosome. Ils montrèrent que chacun est en fait une gigantesque molécule formée de deux brins complémentaires enlacés l'un autour de l'autre pour former la célèbre structure en double hélice. La découverte de cette molécule, l'acide désoxyribonucléique ou ADN, allait révolutionner la biochimie et la médecine.

L'unité de base d'un brin d'ADN est appelée un nucléotide. Il s'agit de l'association d'une base azotée, d'une molécule de sucre et d'une molécule de phosphate. Chaque nucléotide d'un brin est lié à un nucléotide de l'autre brin et c'est l'enchaînement de ces paires qui crée l'enlacement caractéristique de la double hélice. Il existe quatre types de bases azotées : l'adénine (A), la guanine (G), la cytosine (C) et la thymine (T) mais seules deux associations en paires sont possibles : A-T ou G-C. Ainsi, par cette complémentarité très simple, la séquence des nucléotides sur l'un des brins de la molécule d'ADN permet de déterminer directement la succession des nucléotides sur l'autre brin.

Cette complémentarité est à la base de la propriété d'autoréplication de l'ADN. Lors de la division cellulaire, chaque chromosome se dédouble pour donner naissance à deux chromosomes identiques au premier. Ce processus de dédoublement de l'information génétique se déroule de la façon suivante au niveau de l'ADN. Les deux brins peuvent se séparer assez facilement car leur lien repose sur une liaison relativement faible. A ce stade, apparaissent alors deux bases de données distinctes, mais portant la même information de façon complémentaire. Il reste néanmoins à recréer deux véritables molécules d'ADN. C'est là que la reconstruction par complémentarité se produit : chaque brin puise des nucléotides dans le milieu environnant et les positionne dans le bon ordre pour recréer son complémentaire. On se retrouve ainsi avec deux molécules d'ADN identiques qui deviendront les chromosomes de deux nouvelles cellules.

Les protéines et l'ARN

Outre l'ADN, deux autres acteurs de la vie d'une cellule sont d'une importance primordiale : les protéines et l'ARN. Les protéines sont à la fois les briques et les ouvrières des cellules. Elles s'organisent pour créer la structure des cellules, régulent leur fonctionnement et assurent la mise en oeuvre de leur rôle dans l'organisme. Une protéine est une large molécule composée d'un certain nombre de sous-unités appelées les acides aminés. L'ordre dans lequel les acides aminés sont arrangés dans une protéine est directement déterminé par l'ADN présent dans le chromosome de la cellule. En effet, en regroupant les nucléotides par triplets et en considérant la valeur de leur base azotée (A, G, C ou T), il est possible de créer une sorte d'alphabet qui relie directement l'ordre des nucléotides sur un brin d'ADN à l'ordre des acides aminés dans une protéine.

Le processus qui permet de passer de l'ADN aux acides aminés et aux protéines met en jeu un nouvel acteur : l'acide ribonucléique ou ARN. Il s'agit d'une molécule similaire à l'ADN mais qui ne comporte qu'un seul brin. Lors de la synthèse des protéines, l'étape fondamentale qui transforme l'information contenue dans l'ADN en son expression tangible, c'est l'ARN qui assure les fonctions clefs. Dans un premier temps, l'ARN est créé par transcription d'un brin d'ADN dans un processus similaire à la reconstruction de la double hélice après division cellulaire. De part cette naissance, la molécule d'ARN possède alors toute l'information requise pour créer une protéine. Son travail consiste ensuite à collecter des acides aminés libres, à les transporter et à les assembler dans l'ordre correct.

L'apparition de la vie

Le scientifique qui cherche à déterminer comment la vie a pu apparaître sur Terre et comment la chimie décrite précédemment a pu se mettre en place se trouve vite confronté à une impasse. En effet, lors de la synthèse des protéines, l'ARN ne peut pas accomplir sa tâche tout seul mais doit faire appel à des types de protéines appelées les enzymes. Ces dernières ont pour particularité d'avoir une forme dans l'espace bien déterminée qui leur permet d'assister l'ARN dans sa tâche de copie et de transfert.

La situation à l'intérieur d'une cellule s'avère donc très complexe. Pour répliquer un acide nucléique (une chaîne de nucléotides), il faut des enzymes, c'est à dire des protéines, mais pour créer une protéine, il faut un plan, donc un acide nucléique. La situation devient donc rapidement un casse-tête quand il s'agit de trouver lequel des deux composants est apparu en premier.

Le monde de l'ARN

L'hypothèse dominante dans la recherche des origines de la vie a d'abord été l'apparition des protéines à partir de la matière inerte. En effet, la synthèse de protéines à partir d'éléments non organiques semble relativement facile et des essais ont été accomplis avec succès. Cependant cette hypothèse souffre d'un grave défaut : les protéines ne se répliquent pas et l'information n'a pas de moyen de se transmettre d'une génération à la suivante. Ce défaut a conduit à abandonner l'idée d'une origine protéinique de la vie.

Ce sont donc les acides nucléiques qui ont gagné la faveur générale. Non pas l'ADN, malgré son rôle central aujourd'hui, mais son cousin l'ARN. Lors de l'apparition de la vie sur Terre, la chimie très complexe actuelle n'existait pas et, si la vie a commencé avec des acides nucléiques, ceux-ci devaient être en mesure de se répliquer sans l'aide de protéines. Ce problème semblait insurmontable jusqu'à ce que l'on découvre que dans certaines circonstances une section d'un brin d'ARN pouvait se détacher et se comporter comme une enzyme, donc servir d'aide à la réplication de la molécule principale. La vie trouverait donc peut être son origine dans un monde où la molécule d'ARN jouait à la fois son rôle actuel mais aussi celui d'enzyme : le monde de l'ARN.

L'apparition de l'ARN

Si la vie fut d'abord basée sur l'ARN avant de l'être sur l'ADN, encore faut-il expliquer comment l'ARN fit son apparition. Or ce dernier est déjà un système très complexe et doit donc descendre de molécules plus simples également capables d'autoréplication. Il est raisonnable de considérer que ces molécules étaient elles-mêmes déjà formées de nucléotides, et la question se pose donc de la formation de chaînes de nucléotides à partir des ingrédients initialement présents sur Terre.

La première étape consiste à produire les composants complexes d'un nucléotide, soit le ribose (un sucre) et les bases azotées. Ceci apparaît difficile mais réalisable : certaines bases azotées, mais pas toutes, sont faciles à générer et le ribose est également aisé à produire, mais en quantité limitée car les réactions chimiques en jeu produisent surtout d'autres sucres. Une difficulté supplémentaire vient du fait que les conditions nécessaires à la formation des deux types de molécules semblent s'exclure mutuellement. Cette difficulté peut néanmoins être surmontée si les sucres sont produits dans l'atmosphère ou à la surface des océans et si les bases azotées le sont dans les profondeurs des océans ou lors d'impacts de comètes riches en précurseurs des bases azotées.

La deuxième étape est l'association de ces molécules de base pour former des nucléotides. Il s'agit là du point le moins bien compris dans toute la description. En effet, les essais en laboratoires produisent bien des nucléotides, mais en quantité trop faible et insuffisante pour permettre au processus de continuer.

La troisième étape est le regroupement de nucléotides isolés pour former des chaînes d'acides nucléiques. Celui-ci ne pose pas de problème majeur puisque des expériences en laboratoire simulant des conditions réelles ont permis de créer des chaînes contenant jusqu'à quinze nucléotides. Mais quelques objections persistent néanmoins. Par exemple, la concentration en nucléotides était-elle suffisante pour permettre au processus de se dérouler, pourquoi des réactions concurrentes n'ont-elles pas pris le dessus, qu'est ce qui a empêché la croissance des acides nucléiques d'être stoppée par des molécules fatales au processus ?

La quatrième étape est l'autoréplication des acides nucléiques. Les expériences en laboratoire ont depuis longtemps montré qu'on pouvait facilement répliquer des chaînes d'acides nucléiques à l'aide de simples nucléotides. Le problème est à nouveau d'expliquer pourquoi la croissance n'a pas été interrompue par des molécules parasites, ce qui peut par exemple s'expliquer si la création d'une chaîne est en fait le résultat d'un processus plus complexe avec rejet de molécules non appropriées.

Les améliorations

Finalement, une fois créée, la molécule d'ARN va peu à peu s'améliorer. En effet, lors de la réplication, toutes sortes d'erreurs de copies peuvent se produire. Celles-ci sont généralement néfastes, mais elles peuvent de temps en temps se révéler positives et améliorer le message génétique si elles apportent à la molécule des atouts dans la lutte quotidienne pour survivre. Les molécules d'ARN deviennent donc petit à petit plus complexes et plus performantes. A un moment, certaines deviennent capables de lier les acides aminés présents dans l'environnement pour former des protéines, et ces dernières prennent le dessus dans la fonction d'aide à la réplication.

Après l'apparition de l'ARN, l'étape suivante, probablement accidentelle, est l'évolution de l'ARN en ADN. Cette nouvelle molécule est une banque de données bien plus sûre car formée de deux brins complémentaires qui contiennent chacun la même information de manière redondante. C'est donc l'ADN qui finit par assurer la fonction de conservation du patrimoine génétique, alors que l'ARN se spécialise dans d'autres tâches telles que la synthèse des protéines.

Le dernier stade est la constitution autour ces composants d'une enveloppe externe. Celle-ci, constituée de molécules appelées les phospholipides, va isoler la chimie décrite précédemment et donc la protéger du monde extérieur. La cellule est née et le règne des bactéries peut commencer. Tous ces évènements sont évidemment très difficiles à dater, ils se produisent probablement il y a plus de quatre milliards d'années. En tout cas, les premières traces de vie identifiables de nos jours remontent à environ 3,8 milliards d'années.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

La vie devient plus complexe

Les besoins énergétiques

Les réactions chimiques qui sont à la base de la vie ont besoin d'énergie pour se produire. L'environnement dans lequel la vie est née n'est pas connu avec certitude mais il est probable qu'il était volcanique et que les premières réactions exploitaient des fluctuations dans la concentration des différents composés chimiques présents. Cette méthode fournissant très peu d'énergie, les premiers organismes commencèrent à s'appuyer sur la fermentation comme source d'énergie, d'abord en utilisant des composés organiques préexistants, puis en recyclant les restes d'organismes morts.

Il y a environ 2,5 milliards d'années apparut une innovation qui allait révolutionner la vie. Certaines cellules développèrent la faculté de transformer l'énergie du rayonnement solaire en énergie chimique : la photosynthèse était née, une méthode beaucoup plus efficace que la fermentation. Les cellules capables de photosynthèse s'appuyèrent d'abord sur le sulfure d'hydrogène provenant des volcans mais finir par être capable d'opérer simplement à partir d'eau et de gaz carbonique, composés très abondants à l'époque. Ceci leur permit de quitter leur lieu d'origine et de se répandre sur la Terre tout entière.

Avec la naissance de la photosynthèse apparut un des ses sous-produits : l'oxygène. Celui-ci commença à contribuer à l'atmosphère terrestre et vit sa concentration augmenter peu à peu. Après quelques centaines de millions d'années, certaines bactéries apprirent à utiliser ce gaz. C'est ainsi que naquit le métabolisme qualifié d'aérobique, c'est à dire utilisant de l'oxygène, une méthode beaucoup plus efficace d'un point de vue énergétique.

La vie devient plus complexe

Les bactéries à cette époque ne possédaient pas de structure interne, on les appelle des procaryotes. L'étape suivante dans la complexification de la vie, il y a environ 1,5 milliards d'années, fut l'apparition des eucaryotes, des cellules possédant un noyau et d'autres structures internes. L'hypothèse la plus probable est que certains procaryotes furent amenées à s'associer et à travailler ensemble. Chaque élément de l'organisme ainsi crée pouvait aider les autres mais aussi tirer avantage d'eux, un phénomène que l'on appelle la symbiose. Par exemple, les bactéries possédant la faculté de photosynthèse devinrent les chloroplastes, les petits compartiments chargés de cette tâche dans les plantes actuelles. C'est aussi à ce moment qu'apparut la notion de sexe qui devint un atout majeur pour la vie car la reproduction sexuée ouvrait la voie à une façon beaucoup plus créative de réarranger le patrimoine génétique.

Les premiers eucaryotes étaient constitués d'une seule cellule, il s'agissait de protozoaires. Il y a environ 700 millions d'années des cellules isolées s'associèrent pour former des organismes complexes : les métazoaires. Chaque cellule dans ce nouvel organisme pouvait alors se spécialiser dans une fonction donnée au service de l'ensemble, d'où l'apparition d'organisme beaucoup plus complexes et sophistiqués qu'auparavant, comme les vers et les méduses.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

La vie hors de l'eau

Il y a environ 600 millions d'années se produit une étape fondamentale dans l'évolution de la vie : l'explosion du Cambrien. Apparaissent alors les premiers organismes possédant des parties solides, principalement comme moyen de défense contre des agresseurs potentiels. C'est une nouvelle complexification de la vie avec par exemple les arthropodes (insectes, araignées) et les mollusques, mais aussi certaines créatures qui n'ont pas de descendants dans le monde actuel. Notons que grâce à leurs parties solides, ces organismes laisseront dorénavant des fossiles, ce qui facilitera grandement leur étude.

500 millions d'années avant notre ère apparaissent des êtres encore plus évolués avec des muscles plus performants, des systèmes nerveux plus complexes et de nouveaux organes comme le coeur, le cerveau ou les yeux : c'est l'arrivée des premiers poissons. Il y a 450 millions d'années, arthropodes, mollusques et plantes entreprennent la colonisation des eaux douces et des terres. Après 50 millions années, certains poissons décident également de s'aventurer sur la terre ferme et c'est ainsi que naissent les amphibiens.

Avec le temps, ces animaux développent des membres plus agiles et voient leur squelette et leurs dents se renforcer, pour donner finalement naissance aux reptiles il y a 300 millions d'années. Le règne des dinosaures va commencer avec son cortège de monstres comme le fameux tyrannosaure.

Les mammifères

Il y a 65 millions d'années se produit une catastrophe climatique, probablement due à l'impact d'une comète ou d'une météorite sur la Terre. Cette catastrophe conduit à l'extinction d'un grand nombre d'espèces, en particulier les dinosaures. Les mammifères, d'abord apparus il y a 200 millions d'années, ont alors le champ libre pour se répandre et atteindre la diversité que nous leur connaissons actuellement.

30 millions d'années avant notre ère apparaissent les grands singes. Ceux-ci évolueront pour conduire à l'orang-outan, au gorille, au chimpanzé et à l'homme. Il y a 3,5 millions d'années avant notre ère, apparaissent les australopithèques, dont la fameuse Lucy, des sortes de pré-humains qui marchent sur deux jambes de manière régulière et peuvent utiliser leurs mains ainsi libérées pour se servir d'outils rudimentaires.

Il y a deux millions d'années, c'est le premier homme, homo habilis, qui possède un cerveau plus grand que ses ancêtres, fabrique des outils et commence à manger de la viande. Il y a 1,6 millions d'années apparaît homo erectus, avec un cerveau toujours plus développé, qui travaille avec des outils en pierre, construit des abris rudimentaires et s'habille de peaux d'animaux. Il apprend également à contrôler et à utiliser le feu et quitte son Afrique natale pour l'Asie et l'Europe.

Finalement, c'est l'arrivée de l'homo sapiens. D'abord, il y a environ 300 000 ans, d'homo sapiens neanderthalensis, qui enterre ses morts et s'interroge peut-être déjà sur sa propre existence, puis, il y a 100 000 ans, de l'homme moderne, homo sapiens sapiens, qui crée l'art, le langage et l'écriture.

Les conditions favorables à la vie

Même si les conditions qui ont donné naissance à la vie sont encore loin d'être clairement identifiées, il est néanmoins clair que l'apparition de la vie peut s'expliquer par des phénomènes naturels, sans faire appel à une quelconque intervention externe. Si ces évènements se sont déroulés dans l'environnement originel de la Terre, il est tout à fait possible qu'ils se soient également produits ailleurs, si les conditions environnementales le permettaient. Il serait donc intéressant d'essayer d'établir les conditions minimales nécessaires à l'apparition de la vie, au moins dans une forme similaire à celle qui s'est épanouie sur Terre.

Etoiles favorables à la vie

La première question qui se pose concerne l'étoile autour de laquelle la vie pourrait apparaître. Quelles sont les conditions qu'une telle étoile doit remplir pour être favorable ? Remarquons d'abord qu'une étoile unique comme le Soleil semble plus favorable à l'apparition de la vie. En effet, dans un système double ou multiple, il n'existe pas d'orbite stable pour d'éventuelles planètes, ce qui rend très difficile, voire impossible, l'émergence de la vie.

Quelle devrait être la masse de cette étoile ? Dans sa phase stable sur la séquence principale, sa masse devrait se situer entre la moitié et le double de la masse du Soleil. Une masse plus faible signifierait une luminosité réduite, c'est à dire un apport d'énergie probablement insuffisant à l'apparition et au maintien de la vie. Inversement, une étoile beaucoup plus massive que le Soleil serait également défavorable, mais dans ce cas à cause d'une durée de vie trop courte. Il a en effet fallu environ un milliard d'années à la vie pour apparaître sur Terre (et 5 milliards d'années pour conduire à l'intelligence). Or une étoile de 10 masses solaires ne reste en phase stable que pendant quelques millions d'années et une étoile de 3 masses solaires pendant 200 millions d'années. Évidemment, cela n'empêche pas qu'autour des ces étoiles puissent apparaître des formes de vie primitives.

Il y a également une contrainte de composition chimique sur l'étoile. En effet, la première génération d'étoiles de la Galaxie n'était formée que des produits créés dans le Big Bang, essentiellement l'hydrogène et l'hélium. Les éléments plus lourds n'apparurent qu'ensuite, au cours de l'évolution de ces premières étoiles. Or, la vie a besoin d'autres éléments, en particulier de carbone, d'oxygène et d'azote, d'où la nécessité d'une étoile de seconde ou de troisième génération.

Planètes favorables à la vie

Quelles sont les conditions qu'une planète doit remplir pour être susceptible d'accueillir la vie ? Le premier élément important est la taille de son orbite. La distance de l'étoile à la planète doit être bien ajustée pour que celle-ci reçoive une quantité d'énergie optimale. Trop près, c'est le cas de Vénus, la planète serait soumise à un flux trop important et deviendrait trop chaude. Trop loin, comme dans le cas de Mars, elle ne recevrait pas suffisamment d'énergie et finirait trop froide. Dans notre système par exemple, la Terre est la seule planète à se trouver dans ce que l'on appelle la zone d'habitabilité.

Pour des raisons de stabilité de la température moyenne, il semble également nécessaire que l'orbite soit pratiquement circulaire, comme celle de la Terre. Une orbite trop elliptique implique des variations de distance et de flux d'énergie trop importants et crée une situation d'extrême instabilité peu favorable à l'émergence de la vie.

La masse de la planète est également un paramètre essentiel. Elle doit être suffisante pour que la gravité soit en mesure de retenir des éléments relativement légers comme le carbone ou l'oxygène. Mais elle ne doit pas non plus être trop grande. Dans le cas de Jupiter, la gravité est si forte qu'aucun élément n'a pu s'échapper. Cette planète est ainsi constituée essentiellement d'hydrogène, un environnement qualifié de réducteur par les chimistes qui empêche la formation des molécules de la vie.

La planète doit posséder une atmosphère. D'abord parce que la synthèse des molécules organiques ne peut évidemment pas se faire dans le vide. Ensuite parce que cette atmosphère constituera un écran protecteur qui empêchera les premières molécules complexes d'être détruites par le rayonnement solaire, en particulier dans l'ultraviolet et les rayons X.

En plus d'une atmosphère, la planète doit posséder une hydrosphère, c'est à dire une large quantité d'eau liquide. C'est dans cette hydrosphère, qui offre par ailleurs une protection accrue contre les rayonnements nuisibles, que les molécules peuvent se rassembler en concentration suffisante pour permettre des réactions chimiques en grandes quantités. L'eau est de plus l'un des éléments nécessaires à certaines des réactions prébiotiques.

Un dernier élément requis est une lithosphère, c'est à dire une surface solide. L'agrégation de petites molécules en ensembles plus complexes stables semble en effet nécessiter une surface solide. De plus, l'un des meilleurs moyens pour obtenir des concentrations élevées est de placer un composé chimique dans une certaine quantité d'eau isolée et de laisser partiellement évaporer cette dernière. C'est probablement ce qui s'est passé sur la Terre primitive.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

Détecter d'autres civilisations

Etant donné que la présence de planètes autour d'autres étoiles a été démontrée, que des processus naturels dans les conditions adéquates paraissent être en mesure de donner naissance à la vie, et que cette dernière évolue généralement dans la direction d'une complexité croissante, il semble naturel d'imaginer qu'il existe un certain nombre de civilisations intelligentes autour d'autres étoiles.

Si de telles civilisations extraterrestres existent, quel est le meilleur moyen de les découvrir ou de communiquer avec elles ?

Envoyer un vaisseau spatial ou une sonde nécessiterait un temps et une énergie gigantesques du fait des distances énormes en jeu. Ainsi, l'étoile la plus proche du système solaire, Proxima Centauri, se trouve à 4,3 années-lumière, soit 41 milliers de milliards de kilomètres. Une sonde dotée de la meilleure technologie actuelle prendrait 40 000 ans pour s'y rendre, et ceci uniquement pour l'aller. Même pour une civilisation très avancée, le coût énergétique d'un voyage plus rapide serait énorme. En outre, puisque nous ne savons pas où chercher, l'envoi d'une multitude de sondes serait nécessaire, ce qui multiplierait d'autant le coût.

La radioastronomie

La meilleure solution, dans l'état actuel de nos connaissances, consiste à recourir aux ondes électromagnétiques dans le domaine radio. Le but serait alors soit de capter un message qui nous serait intentionnellement envoyé par une autre civilisation, soit d'intercepter des fuites dans leurs transmissions internes, tout comme d'autres civilisations peuvent en théorie intercepter nos programmes de radio, de télévision ou les communications avec nos satellites.
Le radiotélescope d'Arecibo
Le radiotélescope d'Arecibo à Porto Rico où plusieurs projets de détection de signaux extraterrestres sont en cours. L'antenne de 300 mètres de diamètre fut construite en 1963 dans une cavité naturelle. Crédit : Arecibo Observatory/NAIC/NSF

Les ondes radio présentent de nombreux avantages. D'abord, elles se déplacent à la vitesse de la lumière. Elles ne mettent donc par exemple que 4,3 années pour atteindre Proxima Centauri. Deuxième avantage, elles sont faciles à créer ou à recevoir, et cela à un faible coût. Enfin, elles ne sont pas perturbées par le champ magnétique galactique et, pour un grand nombre de fréquences, le risque d'absorption ou de diffusion est très faible.

L'inconvénient des ondes radio est que certains domaines de fréquences sont très pollués. D'abord par des objets créés par l'homme comme les satellites, mais aussi par la plupart des corps ou phénomènes célestes : étoiles, pulsars, nuages de gaz, quasars, rayonnement fossile.

Cette pollution généralisée amène les radioastronomes qui effectuent ce genre de recherche à ne considérer qu'un petit domaine de fréquence compris entre 1 et 100 Gigahertz (les micro-ondes). Dans ce domaine règne un calme relatif, si ce n'est un murmure dû au rayonnement fossile, et il est possible d'émettre ou de recevoir des signaux à un faible coût énergétique et financier. La grande majorité des efforts de détection de vie extraterrestre se sont donc portés sur ce domaine de fréquence.

Les résultats

L'un des principaux programme d'écoute de possibles signaux extraterrestres s'appelle Phoenix. Ce projet fut originellement développé par la NASA en 1992, mais arrêté lors de coupes budgétaires par le congrès américain l'année suivante. Après ces débuts mouvementés, le programme fut repris par un organisme privé, le SETI Institute. Le projet consiste en une recherche ciblée dans le domaine compris entre 1 et 3 Gigahertz avec une très haute résolution en fréquence. La cible est une sélection d'un millier d'étoiles à moins de 200 années-lumière. La plupart de ces étoiles sont du même type que le Soleil, puisque celles-ci semblent fournir les meilleures conditions pour le développement de la vie.

Le projet Phoenix commença ses recherches en 1996 avec une série d'observations au radiotélescope de Parkes en Australie. Elles furent suivies par d'autres avec l'antenne de Green Bank aux Etats-Unis entre 1996 et 1998. Depuis, les observations se déroulent au radiotélescope d'Arecibo à Porto Rico. Hélas, à l'heure actuelle, aucun signal d'origine inexpliquée n'a été capté.

Un autre programme important est le projet SERENDIP, qui a existé sous différentes formes depuis 1979. C'est sa phase actuelle, SERENDIP IV, en collaboration avec l'expérience SETI@home, qui a attiré le plus d'intérêt. Pour ce programme, un détecteur secondaire a été installé sur le télescope d'Arecibo. Ce détecteur observe le ciel en permanence, quelle que soit la nature de la recherche principale en cours. Il n'a donc pas besoin de temps d'observation spécifique, ce qui réduit grandement les coûts du projet. Un autre avantage est qu'à long terme il finit par observer toutes les directions du ciel, ce qui le rend complémentaire d'autres programmes comme Phoenix qui se concentrent sur une liste limitée d'objets. Hélas, là non plus, aucun signal intelligent non terrestre n'a encore été identifié.

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006

Le paradoxe de Fermi

Il est évidemment difficile de commenter la sociologie d'une possible civilisation extraterrestre. Un fait qui semble néanmoins s'imposer est qu'une telle civilisation finirait inévitablement par chercher à se répandre au-delà de sa planète d'origine. On peut citer trois raisons pour lesquelles cet objectif semble naturel : l'exploration, la colonisation et la survie.

L'exploration consiste pour une civilisation à envoyer une mission vers d'autres étoiles une fois le niveau technologique nécessaire atteint. Il n'y a guère de doute que cela doit arriver un jour ou l'autre, que ce soit par curiosité ou pour des raisons de prestige. La colonisation a quant à elle été un but permanent de la plupart des civilisations terrestres depuis l'aube des temps, pour des raisons aussi bien religieuses qu'économiques ou politiques. A moins de penser que d'autres êtres intelligents seraient plus raisonnables que nous, la tentation de colonisation est probablement très répandue.

Enfin, la troisième raison, et sûrement la plus implacable, est la survie. La vie stable d'une étoile sur la séquence principale est limitée dans le temps. Ainsi, par exemple, dans environ 5 milliards d'années, le Soleil cessera d'être l'étoile stable que nous connaissons. Il se transformera alors en une géante rouge qui engloutira probablement la Terre. Dans ces conditions, tôt ou tard, le voyage interplanétaire puis interstellaire s'avérera indispensable pour la survie de l'humanité. Toute civilisation extraterrestre sera un jour ou l'autre confrontée au même problème.

Or les simulations d'une expansion par voyage interstellaire montrent qu'il est tout à fait raisonnable d'envisager la colonisation de la Galaxie tout entière par une seule civilisation en un temps de l'ordre de 10 millions d'années. Cette durée, aussi énorme qu'elle soit, est néanmoins très courte par rapport à l'âge de la Galaxie (une dizaine de milliards d'années).

La question qui se pose donc, et c'est le fameux physicien Enrico Fermi qui la posa le premier en 1950, est la suivante : puisqu'une seule civilisation extraterrestre pourrait se répandre en un temps très court dans toute la Galaxie, comment se fait-il que nous n'ayons jamais vu d'extraterrestre et que nos radiotélescopes n'aient jamais capté de signal d'origine suspecte ?

Où sont-ils ?

La solution la plus simple au paradoxe de Fermi serait de dire que nous n'avons rien vu parce qu'il n'y a rien à voir. Nous sommes seuls dans la Galaxie ou, du moins, nous sommes les premiers à atteindre le seuil de la technologie. Cette réponse peut sembler raisonnable à première vue. Il est possible que la probabilité d'apparition de la vie intelligente soit tellement faible que la Terre est la seule planète de la Galaxie où cela s'est produit. Cette hypothèse est néanmoins peu satisfaisante car elle semble redonner un rôle spécial à la Terre alors que l'astronomie a tout au long de son histoire retiré progressivement sa place centrale à notre planète.

Une autre solution consiste à remettre en cause les simulations de l'expansion d'une civilisation dans la Galaxie. Ainsi, les voyages interstellaires peuvent être très rapides mais le processus de colonisation beaucoup plus lent. La vitesse à laquelle la limite de la zone colonisée se propage serait alors sans rapport avec la vitesse d'un seul voyage interstellaire. Le temps de colonisation de la Galaxie pourrait être de l'ordre de l'âge de la Galaxie, ce qui expliquerait pourquoi le système solaire n'a pas encore été atteint.

Certains solutions reposent sur l'impossibilité ou la difficulté du voyage interstellaire. Celui-ci est peut-être beaucoup plus difficile ou risqué que ce que l'on suppose généralement. Des facteurs tels que les rayons cosmiques ou les poussières interstellaires pourraient le rendre pratiquement irréalisable. Après tout, une particule de quelques dizaines de grammes lancée à une fraction non négligeable de la vitesse de la lumière possède une énergie cinétique équivalente à une bombe de plusieurs kilotonnes.

D'autres explications mettent en avant des raisons plus psychologiques ou sociologiques. Ainsi une civilisation technologique pourrait être très réticente à coloniser d'autres planètes car les nouvelles colonies finiraient inéluctablement par se retourner contre leur planète mère, un cas de figure très répandu dans l'histoire de l'humanité. Certains auteurs ont également suggéré la possibilité d'un certain code éthique qui interdirait à une civilisation avancée la moindre interférence avec une autre forme de vie. Dans ce cas, par contre, l'histoire de l'humanité ne donne pas vraiment d'exemple...

© Texte Olivier Esslinger 2003-2006