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Introduction
Chercher de la vie sur d’autres planètes suppose que nous soyons d’accord sur une
définition de la vie. La vie peut se définir de la façon suivante :
« Un organisme est dit vivant lorsqu'il échange de la matière et de l'énergie
avec son environnement en conservant son autonomie, lorsqu'il se
reproduit et évolue par sélection naturelle. La matière vivante est capable
de s'auto-organiser sans être programmée ».
La planète Terre est une des 8 planètes du Système solaire, et la seule à être
habitée en surface actuellement. Elle accueillerait la vie depuis 3.9 milliards
d’années, date à laquelle les premières bactéries seraient apparues dans les
océans. Les conditions physico-chimiques qui y règnent sont favorables au
développement de la vie.
Des particularités de la Terre
La masse de la Terre est suffisamment importante pour engendrer une force
gravitationnelle. Ainsi notre planète peut, grâce à sa masse, retenir du gaz qui
constitue notre atmosphère. L’atmosphère est indispensable à la vie, elle permet
notamment une protection contre les rayons UV du Soleil, et de maintenir une
certaine température à la surface de la Terre. Grâce à l’atmosphère, l’amplitude
thermique entre le jour et la nuit est réduite et la température moyenne en surface
est de 15°C.
La Terre est à environ 150 000 000 km de son étoile le Soleil. Cette distance lui
permet d’avoir une température ni trop froide ni trop chaude. Même sans
atmosphère, 100°C en plein jour n’est pas une température incompatible avec la vie
(comparée aux 470°C de Vénus !). Sa distance au Soleil rend possible la présence
d’eau à l’état liquide, et la pression générée par le poids de l’atmosphère (pression
atmosphérique) y contribue aussi.
L a Terre, surnomée la planète bleue

Zone d’habitabilité
Depuis plus d’un siècle, les astronomes ont défini la notion de « zone d’habitabilité ».
Il s’agit d’une région dans laquelle les conditions sont propices au développement de
la vie.
Le critère de température, dépendant essentiellement de la distance au Soleil et
influençant grandement sur la présence d’eau à l’état liquide, est le principal critère
utilisé pour définir les zones d’habitabilité dans le Système solaire et dans tout
l’Univers.
La zone considérée le plus souvent comme habitable dans le Système solaire est
située entre 0.95 et 1.67 UA de notre étoile le Soleil. On considère qu’à cette
distance l’eau peut être présente sous forme liquide en surface, donc que la vie peut
exister… On applique cette définition aux autres systèmes stellaires de l’Univers, en
fonction de la masse de leurs étoiles. Cette représentation de la zone habitable est la
plus répandue, pourtant elle est relativement incomplète.
Zone habitable élargie
Cette zone d’habitabilité peut être largement étendue. En plus de la zone habitable
en surface, on peut rajouter :
-celle du sous-sol
-celle dans l’eau liquide envisageable à très grande profondeur (sous une épaisse
banquise ou croûte de glace par exemple)
-celle qui prend en compte la présence d’atmosphère ou d’effet de serre.
Enfin, les planètes ne sont pas les seules à pouvoir être considérées, on peut aussi
prendre en compte leurs satellites. Ainsi même au niveau des planètes gazeuses qui
sont les plus éloignées de l’étoile et non favorables au développement de la vie, on
n’exclut pas leur zone car leurs satellites peuvent potentiellement abriter la vie.
Le Système solaire a été pris en exemple dans les deux schémas (voir sur la fiche
pédagogique) de ce document, mais le principe reste le même pour d’autres
systèmes planétaires. Ces schémas sont largement inspirés de ceux de Pierre
Thomas, célèbre géologue qui s’intéresse particulièrement aux satellites des planètes
du Système Solaire et aux exoplanètes.
On a découvert qu’il existait d’autres planètes qui tournent autour d’autres étoiles que
la notre. On parle d’exoplanètes, ou de planètes extrasolaires. On a même découvert
dans certains cas qu’il y avait plusieurs planètes qui tournaient autour d’une même
étoile, on peut parler de véritables systèmes planétaires.
La vie peut-elle exister ailleurs ?
Avec les nouveaux critères de zone d’habitabilité définis précedemment, on
prospecte un peu partout dans l’Univers et surtout dans le Système solaire pour
tenter de trouver des traces de vie. Les scientifiques gardent à l’esprit les 3
ingrédients fondamentaux de la vie terrestre actuelle, à savoir :
l’eau liquide
le carbone
une source d’énergie (la lumière la plupart du temps).
Ainsi pour les objets relativement proches de nous, on va pouvoir envoyer des
sondes spatiales pour détecter la présence de ces 3 éléments. Pour les plus
lointains, comme les planètes extrasolaires (exoplanètes), on déduit leur potentiel
d’habitabilité en s’intéressant uniquement à la distance qui les séparent de leur étoile
et à leur taille. Ces deux derniers paramètres sont estimés principalement à partir des
méthodes de vitesse radiale et de transit.
Prospection des autres planètes du Système solaire : exemple de Mars
Actuellement sur Mars, la température
moyenne de surface est de -50°C, et son
sous-sol est « gorgé » de glace. Mais on
sait qu’à une époque l’eau liquide a coulé
sur Mars, il y a plus de 3.5 Ga (milliards
d’années).
Des conditions favorables à la vie ont dû
exister à cette époque reculée.
Cette photo montre un réseau fluvial à la
surface de Mars, preuve que de l’eau a
coulé sur Mars dans le passé. Comme sur
Terre, on retrouve sources, affluents,
méandres...

Prospection des satellites de Jupiter :
Ganymède et Callisto ont des températures de surface de -170°C à -200°C. Leurs
noyaux sont constitués de fer et de silicates, et leurs manteaux sont divisés en trois
couches : les couches internes et externes seraient de glace, l’intermédiaire serait un
océan d’eau liquide. Après diverses analyses il en ressort que ces océans sous-
terrains au sein de Ganymède et de Callisto seraient riches en matière organique,
donc en carbone.
Deux des trois ingrédients fondamentaux à la vie terrestre existent sur ces satellites
(l’eau liquide et le carbone) mais la source d’énergie paraît manquante ; en effet à
cette profondeur la source lumineuse du Soleil ne peut y parvenir. Ces océans ne
seraient donc pas favorables au développement de la vie, mais l’hypothèse n’est pas
à rejeter complètement.
Europe est plus petit que Ganymède et Callisto, il serait constitué de 90% de fer et
silicates (formant le noyau) et de 10% d’eau. Cette eau constitue le manteau, et
serait probablement gelée en surface vue la température extérieure d’environ -170°
C. Mais un fort volcanisme sous-marin à l’interface noyau-manteau réchaufferait l’eau
du manteau, et le rendrait liquide sur une centaine de kilomètres d’épaisseur. Cet
océan est recouvert d’une couche de glace d’une dizaine de kilomètres d’épaisseur.
Dans cet océan, de la vie aurait pu se développer, mais nous n’avons encore aucune
preuve de son existence.
Prospection d’exoplanètes :
Les exoplanètes sont des planètes appartenant à d’autres systèmes stellaires, elles
orbitent donc autour d’autres étoiles plus ou moins similaires à notre Soleil.
Fin 2011, la mission Kepler de la NASA a permis de dénombre plus de 2000 de ces
planètes plusieurs d'entre elles seraient candidate à la fameuse zone d'habilité en
particulier une planète du système Kepler 22b première planète confirmée.
Kepler-22 b est situé à 600 années-lumière. Alors que la planète est plus grande que
la Terre (2,4 fois), son orbite est de 290 jours autour d'une étoile comme le soleil
même s'il est légèrement plus petit et plus froid.
Plus d'information sur la mission Kepler sur le site de la NASA
http://www.nasa.gov/home/index.html