Vie dans l'univers

[inviteee2ad01c]

je comprend ta remarque mais si on est déja pas foutus de savoir si il y a de l'oxygène dans l'atmosphère d'une planète comment veut tu voir si il y a de la vie au fond de ses océans vers des cheminées hydrothermales par exemple ?
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[JPL]

C'est pour ça que le problème ne me semble pas simple à explorer et qu'il faut se méfier des critères trop naïfs. Ceci étant dit ça ne fait pas avancer le Schmilblick (pour les plus jeunes voir http://fr.wikipedia.org/wiki/Schmilblick). La vapeur d'eau atmosphérique et un couple température/pression compatible avec son état liquide en surface me paraît une voie de recherche plus réaliste dans un premier temps.

[Geb]

c'est très intéréssant tes explications, mais as tu une idée de comment il serait possible d'étudier l'atmosphère de planète tel que gliese 581c ?

La question de la sensibilité de nos moyens de détection les plus performants (jusqu'ici il s'agirait du projet européen de télescope au sol E-ELT) m'a été posé maintes fois. Je me permet donc de recopier certaines choses venant d'autres discussions.

Le seul moyen d'arriver à analyser la composition atmosphérique d'une exoterre avec l'E-ELT par exemple (l'instrument le plus puissant dont nous disposerons dans un avenir proche) est de faire de l'inversion de spectre avec les planètes détectables en transit (autrement dit, dans la ligne de visée de la Terre). Je tiens à préciser qu'il n'est donc pas du tout question d'observation directe.

Problème : le diamètre du miroir primaire de l'E-ELT est réduit de 42 à 39,3 m, ce qui diminue de 12,4% sa surface de collection de lumière.

En date du 14 juin 2011, il était question d'une réduction de sa taille, pour faire passer le budget de 1 275 à 1 055 millions d'euros. Mais pas d'une annulation. Voir ici :

Europe Downscales Monster Telescope to Save Money

L'E-ELT aurait en définitive un miroir secondaire de 4,2 mètres, et un miroir primaire de 39,3 mètres au lieu de 5,9 mètres et 42 mètres de diamètre auparavant. La première lumière est maintenant prévue pour 2022.

Cependant, comme dit dans l'article, l'analyse spectroscopique des exoterres devient du coup extrêmement difficile et même pour les étoiles proches...

Astrophysicist Isobel Hook of the University of Oxford in the United Kingdom, who chairs the E-ELT Science Working Group, says that the downscaling "is not disastrous" but that there will be implications for the science. "The ultimate goal of imaging an exoplanet similar to our own Earth might still be feasible," she says, "but it's gonna be extremely difficult, and it will only be possible for nearby stars. The smaller size is disappointing from a scientific point of view, but we need to get on with it now. A further delay would also compromise the science."

La technique dont il est question (l'inversion de spectre) est abordée 3 fois (à ma connaissance) dans les articles de Futura-Sciences :

Première analyse de la composition de l'atmosphère d'une exoplanète

Du gaz carbonique déctecté dans l'atmosphère d'une exoplanète

À nouveau, de la matière organique détectée dans une exoplanète

Pourtant, même un E-ELT de 42 mètres de diamètre aurait eu des capacités d'analyse spectroscopique d'une exoterre extrêmement limitée. La situation est bien pire que pour les ondes radios ! J'en veux pour preuve cette publication scientifique :

Characterizing the atmospheres of transiting rocky planets around late type dwarfs

Elle avait pour objectif de calculer le temps de pause total requis pour observer la présence simultanée d'eau, d'ozone (synonyme d'une pression partielle d'oxygène importante) et, soit de méthane, soit de dioxyde de carbone dans l'atmosphère d'une exoplanète.

Les étoiles cibles de l'E-ELT pour mener cette tâche à bien seraient les moins lumineuses : les naines rouges et les naines brunes.

Les données simulées (avec un E-ELT de 42 m) ont pour objet l'analyse spectroscopique de l'atmosphère d'une sœur jumelle de la Terre autour d'une naine rouge de type M4 (température 3100 K) et à une naine brune de type L2 (température 2000 K).

Les simulations suggèrent que pour une étoile de type M4 avec une magnitude apparente égale à 12 dans la bande visible du système photométrique de Johnson, alors H2O, CH4, CO2 et O3, (dans des longueurs d'onde comprises entre 0,9 et 2,4 µm) peuvent être détectées simultanément au bout de 500 à 1000 transits primaires ET secondaires (en les soustrayant par paire). Soit, pour une durée d'observation moyenne par transit estimée à 3 minutes, environ 50 à 100 heures d'observation.

Dans la pratique seul le taux d'H2O dans l'atmosphère terrestre peut varier énormément en 3 minutes de temps. Ceci implique qu'il serait difficile de décontaminer le spectre obtenu en l'état actuel de la technologie. Mais la publication explore des pistes pour permettre de déterminer aussi la présence d'eau dans l'atmosphère des exoterres.

En reprenant les données du RECONS, on observe que l'étoile baptisée l'étoile GJ 268 A, avec une magnitude absolue proche de celle de l'étoile de Barnard (13,12 contre 13,25) dépasse la limite de la magnitude apparente de 12 (avec 12,05) alors qu'elle ne se trouve qu'à 20 années-lumière du Soleil.

La période orbitale d'une telle planète située dans la zone habitable de son étoile est d'environ 1 jour. Il faudrait donc entre 250 et 500 précieuses nuits d'observation à raison de 12 minutes par nuit (une juste avant et une pendant l'éclipse, 2 fois de suite).

La définition de la classe M prend en compte la température de la photosphère qui doit être inférieure à 4000 K et supérieure à 2000 K. La classe M comprend également des étoiles géantes et supergéantes. Les objets de classe M 6.5 et inférieure peut également comprendre des naines brunes qui n'ont pas encore refroidi jusqu'à la classe L et aux classes inférieures (T et Y).

Pour une détection optimale, il faut que la quantité de lumière détectée de l'étoile ne descende pas en-dessous d'un certain niveau. Cette luminosité correspond à une étoile de magnitude apparente égale à 12 au maximum (ou plus brillante), dans le cas de l'E-ELT.

Il me semble également, que la publication que j'ai cité implique que l'étoile parente de l'exoterre a observée n'ait pas de compagnon stellaire. Dans le cas contraire, ce serait défavorable au contraste.

Cela dit, la publication parle d'une température de la photosphère de 3100 K pour le type M4.0. La température de la photosphère de l'étoile de Barnard est, d'après Wikipedia, estimée à 3134 ± 102 K. Hors, la détermination du type spectral n'est pas très précise, et l'étoile de Barnard est parfois classée comme une étoile de type M4.0, parfois comme une étoile de type M3.5.

D'ailleurs, dans l'article de Wikipedia en anglais sur la classification stellaire :

Because the classification sequence predates our understanding that it is a temperature sequence, the placement of a spectrum into a given subtype, such as B3 or A7, depends upon (largely subjective) estimates of the strengths of absorption features in stellar spectra. As a result, these subtypes are not evenly divided into any sort of mathematically representable intervals.

Si on reprend la liste des étoiles les plus proches (que j'ai mis en lien dans mon message précédent) publiée par le RECONS, l'étoile de Barnard (GJ 699), est classée dans cette liste comme une étoile de type M3.5. En définitive, pour que l'E-ELT puisse réaliser une analyse spectroscopique de l'atmosphère d'une exoterre :

- Il faut que son type spectrale soit de M 3.5 ou inférieur.
- Il faut (selon moi) que l'étoile parente n'ait pas de compagnon stellaire,
- Il faut que sa magnitude apparente soit de 12 ou plus brillante,

L'étoile Gliese 581 n'entre malheureusement pas dans ces critères ! Il s'agit d'une étoile de type M3V. Elle est donc trop chaude (c-à-d trop lumineuse par rapport aux planètes) et le contraste (ce qu'on appelle la profondeur de transit) ne serait donc pas suffisant pour permettre de dégager la composition atmosphérique des données de l'E-ELT.

De ces 108 systèmes stellaires proches, 41 satisfont les deux premiers critères. Parmi ceux-ci, 15 satisfont simultanément les 3 critères requis.

Si ces informations sont exactes, il y aurait eu donc seulement 15 cibles potentielles pour l'ancienne version (de 42 mètres de diamètre) de l'E-ELT.

Et avec celles-là, une (très) petite chance de trouver une exoterre présentant une biosignature dans son spectre (à travers la détection simultanée de H2O, O3, et CH4 ou CO2). A priori, l'E-ELT pourrait faire une analyse spectroscopique sommaire de l'atmosphère d'une sœur jumelle de la Terre autour d'une naine rouge de type M4 jusqu'à cette distance.

Sauf qu'il ne faut pas oublier de prendre en compte le facteur géométrique : l'E-ELT ne pourrait détecter une planète (et donc analyser son atmosphère) que si celle-ci passe devant son étoile quand on l'observe depuis la Terre !

La probabilité d'un transit Ptransit est obtenue par le rapport de l'aire balayée par la planète en transit à l'aire de la sphère de rayon égal au demi-grand axe planétaire :

En simplifiant, il nous reste : Ptransit = rétoile / demi-grand axe de la planète

Si 1% à 2% des planètes (soit 1 sur 50) peuvent être observées en transit autour de ces 15 étoiles naines rouges dans un rayon de moins de 20 a.-l. autour de la Terre, ça voudrait dire que probablement aucune analyse spectroscopique d'une exoterre ne pourrait être faite par l'E-ELT.

Le James Webb Space Telescope (JWST) sera bien moins performant que l'E-ELT pour ce genre d'analyses. Des observatoires orbitaux comme le projet d'interféromètre spatial Darwin, ou des projets d'observatoires au sol comme OWL (100 mètres de diamètre), aurait pu être bien plus performants que l'E-ELT, mais ces projets ne sont désormais pas attendus avant 2050.

Initialement tous les microorganismes devaient se procurer de l'énergie par des méthodes anaérobies, par exemple en étant chimiolithotrophes.

D'où ma remarque sur l'acide acétique. Voir ici : Why Does Life Start, What Does It Do, Where Will It Be, And How Might We Find It?

Thus we argue that acetate or acetic acid effluent (depending on pH) from putative microbes on wet rocky planets would be a more reliable indicator of life than methane. It is the exhalation of acetate that points to an unequivocal biotic source because the serpentinizing process is generally too reducing to produce acetate in any quantity. For example, at Lost City only methane and ethane are recorded in the millimole range (Proskurowski et al., 2008; Konn et al., 2009). Moreover our hydrothermal vent experiments to date (Mielke et al,. in prep) also indicate that no significant concentrations of abiotic acetate were produced in spite of the simplicity of the biological pathway (Fig. 7 and Table 2). However, these two processes would dominate in an anaerobic planet though, another caveat this, the ratio between acetate and methane produced from the Earth’s deep biosphere may be only one part in five (Ljungdahl, 2009).

Nevertheless, as there is every reason to believe that the same chemical and electrochemical tensions would occur on other terraqueous worlds we suggest that the detection of acetate (in situ) or, where conditions are more acidic, acetic acid (remotely) become a primary focus. Admittedly, acetate (or acetic acid where pH is low enough) and its derivatives are much more difficult to detect than methane. Moreover, like other organic molecules, acetate is highly unstable in the face of hard UV and oxidants, so its photo-oxidized derivatives should also be considered (Yung et al., 2010).

Et comme l'ozone n'est à son tour qu'un sous-produit de l'oxygène...

En fait, la détection d'ozone est privilégiée parce qu'elle est surtout plus facile à observer dans un spectre que l'oxygène moléculaire, surtout depuis le sol.

Puis, il y a aussi le fait qu'une pression partielle d'oxygène importante (marquée par la détection d'un éventuel "pic de l'ozone" dans le spectre) est tout de même la meilleure "présomption" de forme de vie, dont nous disposions à l'heure actuelle, non ? À mon sens, c'est mieux que rien.

Cordialement.

[JPL]

Puis, il y a aussi le fait qu'une pression partielle d'oxygène importante (marquée par la détection d'un éventuel "pic de l'ozone" dans le spectre) est tout de même la meilleure "présomption" de forme de vie, dont nous disposions à l'heure actuelle, non ? À mon sens, c'est mieux que rien.

D'une certaine forme de vie qui n'est certainement pas la forme initiale. Je concède toutefois que dans l'histoire de la vie sur terre des pigments photosynthétiques sont apparus à plusieurs reprises chez les bactéries et cyanobactéries.

[Geb]

D'une certaine forme de vie qui n'est certainement pas la forme initiale.

Bien entendu. En ce qui me concerne, j'aime assez l'hypothèse selon laquelle les premières formes de vie sont les bactéries acétogènes et les archées méthanogènes basées sur la voie métabolique dite de l'acétyl-coenzyme A (ou encore "voie de Wood–Ljungdahl"). Donc, pour autant que l'exoterre en question ait une atmosphère riche en CO2, soit constituée de silicates et qu'elle ait assez d'eau en surface, c'est l'acide acétique qui témoignerait des formes de vie (anaérobies) les plus primitives.

Voir ici : Le scénario de l'origine de la vie enfin déterminé ?

Cordialement.