La vie extraterrestre

La vie extraterrestre
La recherche de formes de vie extraterrestre constitue une des quêtes qui fascine le
plus l'imagination humaine. Elle fait appel à une combinaison de disciplines
scientifiques très variées telles l'astronomie, la chimie, la biologie, et la sociologie.
De plus, la question que soulève l'existence de formes de vie à l'extérieur de la
Terre nous force à considérer notre propre existence dans un contexte plus
universel. Il est d'ailleurs intéressant de remarquer que la notion de vie
extraterrestre est en grande partie liée aux développements scientifiques amorçés il
y a environ cinq siècles. Ainsi, le passage du modèle géocentrique au modèle
héliocentrique a fait perdre à la Terre ce caractère unique qui en faisait le centre de
la Création, pour la reléguer au rang d'objet astronomique comme les autres. De
même, l'élaboration de la théorie de l'évolution par Darwin a retiré à l'homme son
rôle central dans la Création.
L'Univers tel que nous pouvons le décrire maintenant est formé de milliards de
galaxies renfermant chacune des centaines de milliards d'étoiles. Nous savons aussi
que la composition chimique moyenne est la même partout et que les lois de la
physique s'appliquent de la même façon partout dans cet Univers. Les
développements techniques des dernières décennies nous permettent désormais de
considérer cette question non plus seulement d'un point de vue philosophique mais
aussi sous son aspect scientifique. Au cours des prochaines sections, nous allons
tenter de cerner les paramètres importants de ce problème et d'établir les
meilleures stratégies pour le résoudre.
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Introduction 27
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Objectifs du chapitre 27
Décrire les ingrédients nécessaires pour l'apparition de la vie
Expliquer les paramètres de l'équation de Drake
Connaître les méthodes de communication extraterrestre
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Yannick Dupont
V2.0, été 2001
Objectifs du Chapitre 27
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L'origine de la vie
Nous savons que la Terre est âgée d'environ 4.6 milliards d'années et que la vie y
est apparue il y a près de 4 milliards d'années. Malheureusement, nous ne pouvons
pas étudier les 500 premiers millions d'années de l'histoire terrestre car, suite à
l'activité géologique de notre planète, les plus vieilles roches sont déjà retournées
dans le manteau et ne sont plus accessibles. Il est donc assez difficile de connaître
les conditions physiques et chimiques qui ont donné naissance aux premières
formes de vie sur la Terre. Une question épineuse, à laquelle il est difficile de
répondre maintenant, est "De quelle manière la matière inerte se transforme-
t-elle en matière organique?". Pour tenter d'y répondre nous pouvons chercher
des éléments d'informations sur les autres planètes du système solaire. Ainsi
l'exploration de Mars et de Vénus revêt une importance particulière car, même si la
vie n'est jamais apparue sur ces deux planètes, nous savons qu'elles représentent
les deux extrêmes des conditions physiques initiales qui régnaient sur la Terre; dans
un cas l'atmosphère est trop chaude et trop dense, et dans l'autre elle est trop
froide et trop ténue. Outre l'exploration spatiale, il est aussi possible de tenter
quelques expériences en laboratoire à une échelle réduite. Une des expériences les
plus célèbres est celle de Stanley Miller et d'Harold Urey réalisée en 1953. A partir
d'un mélange d'hydrogène, de méthane, d'ammoniaque et d'eau traversé par des
décharges électriques (représentant l'atmosphère et les océans primitifs de la Terre
bombardés par le rayonnement ultraviolet du Soleil), ils ont constaté l'apparition de
molécules organiques, d'acides aminés et de sucres qui constituent les blocs de
construction de base de toutes les formes de vie sur Terre.
Figure 27.1: Représentation schématique de l'expérience de Urey et Miller
Malgré le succès apparent de cette expérience, certains constituants essentiels de la
vie semblent difficiles à produire de cette manière et nous sommes donc encore loin
d'avoir créé la vie en laboratoire.
Cha
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En combinant ce que nous avons appris du développement de la vie sur la Terre, de
l'étude des planètes du système solaire et des expériences en laboratoire, nous
pouvons néanmoins établir une liste (partielle) des ingrédients nécessaires à
l'apparition d'une forme de vie intelligente sur une planète.
La durée caractéristique avant l'émergence d'une forme d'intelligence est
d'environ 3 à 6 milliards d'années. Il faut donc que l'étoile parente, autour de
laquelle orbite la planète, soit peu massive afin que sa vie sur la séquence
principale soit assez longue (voir Chapitre 20). Les étoiles de type spectral
semblable à celui de notre Soleil (G) sont donc les meilleures candidates.
La vie semble apparaître dans un milieu liquide, probablement de l'eau
puisque cette molécule est formée de deux des espèces atomiques les plus
abondantes dans l'Univers. La planète mère doit donc être assez massive pour
retenir les gaz nécessaires à la formation des océans et être située à la bonne
distance de son étoile. La Figure 27.2 illustre la zone habitable autour de
notre Soleil. Vénus est située trop près, la température y est trop élevée;
Mars est dans la zone mais sa masse n'est pas assez grande pour retenir une
atmosphère importante.
La vie est orchestrée autour d'une molécule complexe, l'ADN. Cette molécule
est construite à partir des éléments chimiques les plus abondants dans
l'Univers: l'hydrogène, le carbone, l'azote et l'oxygène. Elle est d'une grande
stabilité ce qui lui permet de transmettre les caractéristiques importantes
d'une espèce vivante, d'une génération à l'autre. Cette transmission n'est
cependant pas parfaite, ce qui donne la possibilité de mutation et d'adaptation
à un environnement qui se modifie.
Finalement, le développement de l'intelligence comme telle se fait très
rapidement; il a fallu environ 100 millions d'années après l'apparition des
premiers mammifères pour que nous soyons en mesure de modifier notre
environnement. La vie évolue des formes simples vers les formes complexes
sans jamais revenir en arrière.
Figure 27.2: La zone habitable autour du Soleil
Cha
p
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Pa
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e 2 sur 12

Il est assez difficile d'imaginer quelle pourrait être la forme qu'adopterait la vie
intelligente sur une autre planète. Pour s'en convaincre il suffit de se rappeler la très
grande diversité des formes de vie qui sont apparues sur la Terre depuis le tout
début. Par contre, nous savons que les lois de la physique et de la chimie sont les
mêmes partout dans l'Univers, ce qui favorise certaines combinaisons d'éléments
chimiques plutôt que d'autres. De plus, l'abondance relativement plus élevée de
l'hydrogène, du carbone, de l'azote et de l'oxygène permet de croire que la vie
extraterrestre serait basée sur une chimie organique semblable à celle de la Terre.
Finalement, l'évolution de la vie sur notre planète montre que les espèces qui ont
réussi sont constituées d'un grand nombre d'individus possédant une certaine
cohésion sociale. La vie extraterrestre pourrait donc être peu différente de celle sur
la Terre(!).
La Terre est-t-elle unique?
Les résultats de l'exploration de notre système solaire, l'analyse des météorites et
des échantillons de sol lunaire et martien, nous indiquent à l'heure actuelle que
seule la Terre abrite la vie. Il demeure possible que certaines formes de vie très
primitives (virus, bactéries, etc) aient pu se développer ailleurs dans le système
solaire (ex. Mars, Europa), mais nous sommes persuadés que la vie intelligente
n'existe que sur notre planète. Si des formes de vie extraterrestre intelligente
existent, il faut les chercher à l'extérieur du système solaire.
En plus de rechercher d'autres systèmes planétaires, il faut aussi identifier les
étoiles qui sont les plus susceptibles de permettre le développement de la vie. Ainsi
que nous l'avons mentionné à la section précédente, les étoiles dont le type spectral
est semblable à celui de notre Soleil représentent les meilleures candidates. Le
Tableau 27.1 dresse une liste des 25 étoiles à moins de 13 A.L. du Soleil. Si on
élimine les systèmes binaires qui sont moins propices à la formation de planètes et
à l'apparition de la vie, les étoiles trop chaudes (type spectral plus précoce que F5)
car elles ne vivent pas assez longtemps, et les étoiles trop froides (type spectral
plus tardif que K5) autour desquelles la zone habitable est trop restreinte, il nous
reste trois candidates: Epsilon Eridani, Epsilon Indi et Tau Ceti. Ça semble peu, mais
il faut se rappeler que nous n'avons échantillonné qu'une toute petite région de
notre galaxie. En se basant sur le nombre d'étoiles que renferme la Voie Lactée ainsi
que sur leur distribution en fonction de leur type spectral, on estime qu'il doit y
avoir près de 60 milliards d'étoiles assez semblables à notre Soleil dans la Galaxie.
Il faut donc garder espoir!
Table 27.1: Caractéristiques des étoiles voisines du Soleil
Nom Distance
(A.L.)
Type spectral Luminosité
(L)
Masse
(M)
Proxima Centauri 4.2 M5 0.00006 0.1
Alpha Centauri A 4.3 G2 1.53 1.1
B 4.3 K1 0.44 0.88
Barnard 6.0 M4 0.0004
Wolf 359 7.7 M6 0.00002
Lalande 211385 8.2 M2 0.005
Luyten 726-8 A 8.4 M5 0.00006 0.044
B 8.4 M6 0.00004 0.035
Sirius A 8.6 A1 23.0 2.31
B 8.6 NB 0.0020 0.98
Ross 154 9.4 M4 0.0004
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