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AUTOUR D’UNE GEANTE ROUGE

Quand la vieillesse apporte chaleur et quiétude

La vie peut-elle se développer dans la zone habitable étendue entourant les étoiles géantes rouges ? C’est à cette question qu'ont essayé de répondre les astronomes Bruno Lopez de l’Observatoire de la Côte d’Azur, Jean Schneider de l’Observatoire de Paris et William C. Danchi du centre GSFC de la NASA.

Les étoiles de masse inférieures à celles du Soleil, comprise entre 0.5 et 0.8 M¤ subissent d'importants changements de température et de luminosité au cours de leur évolution. Ainsi si nous prenons le cas du Soleil (1 M, 1 Let 1 R  par définition) qui est aujourd'hui installé sur la Séquence principale du diagramme Hertzsprung-Russell, il est devenu 30% plus brillant qu'à l'époque de sa naissance suite aux réactions thermonucléaires de fusion de l'hydrogène qu'il réalise dans son noyau.

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En pointillé, l'évolution schématique du Soleil dans le diagramme HR dès le moment où il quitte la Séquence principale

Le Soleil connaîtra également d'autres grands changements lorsqu'il quittera la Séquence principale dans 2.5 milliards d'années et deviendra une sous-géante. A ce stade ses propriétés ne seront pas encore fortement altérées. Mais environ 1.5 milliards d'années plus tard, lorsqu'il atteindra la Branche des Géantes Rouges, RGB selon l'acronyme anglo-saxon, son rayon va progressivement atteindre 10 R tandis que sa luminosité va augmenter de 50%. Ensuite, dans une deuxième phase il quittera la branche RGB pour évoluer vers la Branche Asymptotique Géante, AGB. Arrivé à ce stade évolutif, il deviendra très instable. Son rayon pourrait atteindre une centaine de fois sa taille actuelle (100 R) et sa luminosité pourrait devenir presque dix mille fois plus importante (104 L). A quoi ressemblera alors le Soleil ? Dans le pire scénario, imaginez une immense boule incandescence et rougeâtre brillant à la magnitude -36 (contre -27 aujourd'hui) et sous-tendant un angle de 69° (contre 0.5° aujourd'hui) dans le ciel ! La température sur Terre pourrait atteindre 1200°C !

Bien que la masse individuelle des étoiles géantes rouges ne soit pas connue avec précision, en théorie nous observons un pic dans la distribution des masses à environ 1.1 M, une valeur qui s'accorde avec l'estimation théorique généralement admise qui oscille entre 0.8 et 1.2 M.

La durée de vie d'une étoile de 1 M entre le moment où elle quitte la Séquence principale et la fin de la phase RGB est d'environ 2.5 milliards d'années, quatre fois plus courte que la période qu'elle passe sur la Séquence principale. Cette évolution s'accompagne d'une perte de masse qui joue un rôle important dans la dynamique orbitale ainsi que nous le verrons plus loin. En effet, en quittant la Séquence principale, une étoile comme le Soleil perdra de 28 à 40% de sa masse dans l'espace avant de terminer sa vie comme naine blanche.

Evolution de la zone habitable

Que devient dans ces conditions la "zone habitable" (ZH) définie comme la région entourant une étoile où on peut trouver de l'eau liquide à la surface d'une planète ?

Ainsi que nous l'avons déjà fait remarquer à propos de la chimie pré biotique, d'un point de vue biologique et étant donné les limites de nos connaissances en la matière, l'existence de la vie est fortement associée à la présence d'eau liquide, ce que confirma l'exobiologiste André Brack dans le magazine "Origine of Life" en 1993.

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Sur la base de ce que nous observons sur Terre, a posteriori rien ne sert de rechercher des traces de vie en dehors de la zone habitable qui s'étend entre 0.95 et 1.37 UA (2.4 UA dans un scénario optimiste) car les éléments vitaux que l'on y découvrirait seraient soit brûlés ou évaporés soit congelés et sans plus aucune réaction biochimique. Sur Terre, la vie ne peut se développer qu'entre 0 et +100°C environ, en présence d'eau liquide, quelques rares organismes extrêmophiles survivant les uns jusqu'à -15°C (Cryptoendolithes en Antarctique) les autres jusqu'à +121°C (Strain121 dans les fumeurs du Pacifique). Au-delà de ces valeurs rien ne survit sauf au moyen d'astuces (milieu liquide salé, sous pression, acide, etc).

Dans ce contexte, les limites de la "zone habitable" dépendent essentiellement de facteurs climatiques. La limite inférieure de la ZH dépend de la perte d'eau atmosphérique qui se produit au niveau de la stratosphère, assumant que de la vapeur d'eau est libérée de la surface de la planète. La limite supérieure de la ZH est déterminée par la plus basse température à laquelle se produit le changement de phase liquide/solide de l'eau (décongélation/congélation). Cette limite supérieure tient compte de l'effet de serre impliquant dans notre modèle le gaz carbonique et la vapeur d'eau. Une valeur moins conservatrice tient compte des propriétés radiatives des nuages glacés de gaz carbonique. En effet, une atmosphère épaisse, riche en gaz carbonique dans laquelle les particules ont un rayon supérieur à 6-8 m produit un effet de serre très efficace pour maintenir la surface à une température supérieure à celle du point de congélation de l'eau.

Pour estimer les limites inférieures et supérieures de la zone habitable à différents stades évolutifs de l'étoile, il faut considérer une planète se comportant comme un corps gris présentant un albédo A, conduisant parfaitement la chaleur, ce qui implique une température uniforme à la surface de la planète.

L'albédo est généralement de 0.2 ce qui est représentatif d'une planète ressemblant à la Terre, sachant toutefois que notre planète bleue est deux fois plus brillante, présentant un albédo de 0.37.

A partir de la température aux limites de la zone habitable, on peut déterminer les distances minimales et maximales de la zone habitable pour une étoile donnée. Si l'albédo dépend de la longueur d'onde, le terme dû à l'albédo s'annule.

A partir de ces calculs on obtient une température d'équilibre de 269 K et 203 K (-4 et -70°C) ce qui, pour le Soleil donne des limites inférieures et supérieures respectivement de 0.95 et 1.37 U.A, conforme aux valeurs calculées en 1993 et 1998 par J.Kasting, F.Forget et leurs collègues pour les étoiles de classe G semblables au Soleil.

Une valeur moins conservatrice établie par F.Forget, Pierre humbert, M.Mischna et leurs collègues en 1997 et 2000 tient compte d'une température d'équilibre de 169 K (-174°C) seulement ce qui étend la zone habitable jusque 2.4 U.A. en fonction des propriétés radiatives des nuages glacés de dioxyde de carbone. Rapporté au système solaire, cela correspond à la Ceinture des astéroïdes située au-delà de l'orbite de Mars. De manière générale, la plupart des exobiologistes considèrent que la limite extérieure de la zone habitable se situe à au moins 1.8 U.A. et comprend donc l'orbite de Mars (1.5 U.A.).

Ces trois extrema de température d'équilibre permettent de définir deux limites extérieures possibles et de dériver la position et la largeur de la zone habitable autour d'une étoile à différentes époques de son évolution. On constate ainsi qu'à mesure que la température et la luminosité de l'étoile changeront au cours de son évolution, le rayon et la largeur de la ZH vont également évoluer au cours du temps.

La zone habitable se déplace graduellement vers l'extérieur du système stellaire dès que l'étoile quitte la Séquence principale. En fonction du temps nécessaire à l'apparition de la vie, celle-ci pourrait exister sur une planète située à une distance de 2 à 9 U.A. d'une étoile de 1 Mdurant les premières phases de l'évolution RGB et jusqu'à 22 U.A. de l'étoile durant la seconde phase qui suit le flash de l'hélium.

La largeur de la zone habitable est également proportionnelle à ÖL. On peut donc en conclure que cette largeur est directement proportionnelle à la distance qui sépare l'étoile de la zone habitable. C'est pourquoi au cours de l'évolution stellaire la ZH ressemble à une coquille qui s'étend progressivement vers l'extérieur.

La durée de transit de la zone habitable à hauteur d'une planète située à 1 U.A. d'une étoile est de l'ordre d'un milliard d'années.

Dès l'instant où l'étoile quitte la Séquence principale, la zone habitable se déplace progressivement vers 2 U.A. Ici également, la durée de transit à cette distance est d'environ 1 milliard d'années.

Une bosse/plateau s'observe dans la courbe jusqu'à 9 ou 13 U.A selon les modèles, distance à laquelle la durée des conditions habitables dure quelques centaines de millions d'années. Rapporté au système solaire, cela correspond aux orbites compris entre Saturne et à mi-chemin d'Uranus.

Ce plateau augmente la durée des conditions d'habitabilité et résulte d'une augmentation locale de la luminosité stellaire suivi par un minimum au stade initial RGB. A 15 U.A. de l'étoile, la durée des conditions habitables dure plus de 10 millions d'années et à de plus grandes distances la durée diminue graduellement. Durant toute cette période, une étoile de 1 M n'a pas encore atteint le stade AGB.

Evolution de la zone habitable

Pour une étoile de 1.5 M, l'évolution de la zone habitable est beaucoup plus rapide car l'étoile évolue chimiquement plus rapidement qu'une étoile de 1 M.

Pour une étoile de la Séquence principale, la durée du transit de la zone habitable à 3 U.A. dure plus d'un milliard d'années. A 5 U.A. le transit peut durer entre 100 millions a plusieurs centaines de millions d'années en fonction de la taille de la zone habitable. Il est intéressant de noter que bien que l'étoile évolue rapidement, la durée du transit de la ZH à des distances inférieures à 15 U.A. de l'étoile reste supérieure à 10 millions d'années.

Pour une étoile de 2 M qui se situe sur la Séquence principale, la zone habitable se situe à environ 5 U.A. Après avoir quitté la Séquence principale, la zone habitable perdure plus de 100 millions d'années pour des distances inférieures à 10-15 U.A. Notons que la ZH persiste durant 1.7 milliards d'années environ mais la période de transit peut localement durer moins de 25 millions d'années.

Les calculs précédents sont basés sur l'évolution de la zone habitable pour des étoiles dont la masse oscille entre 0.8 et 1.2 M sur la Séquence principale et qui l'ont quittée au moment de l'épuisement des réserves d'hydrogène dans le noyau pour entamer le premier flash de l'hélium. Après cet événement, les étoiles de cette catégorie connaissent une longue période de calme où elles entament un long processus de fusion de l'hélium durant lequel elles présentent une luminosité quasi constante.

A partir de leur masse initiale, on peut ainsi interpoler la durée de vie de chaque étape de la vie d'une étoile : Séquence principale, phase sous-géante, géante rouge, flash de l'hélium, premières et secondes phases de fusion de l'hélium, etc.

Le tableau suivant représente la durée de vie des étoiles ayant respectivement des masses de 1.0, 1.5 et 2.0 M sur la Séquence principale. Pour une étoile de 1 M, juste après le flash de l'hélium la fusion de l'hélium nucléaire prolonge la durée de la zone habitable d'un milliard d'années et plus longtemps encore pour les étoiles plus massives.  

Masse (M)

Séquence princ.

Sous-géante

Géante rouge

Fusion He

1.0

7.41

2.63

1.45

0.95

1.5

1.72

0.41

0.18

0.26

2.0

0.67

0.11

0.04

0.10

Durée de vie en milliards d'années des différentes étapes de l'évolution stellaire en fonction de la masse initiale de l'étoile. Documents B.Lopez et al.

 

Durant la phase de fusion de l'hélium, la luminosité des étoiles est d'approximativement 230 L¤ pour 1 M, 930 L pour 1.5 M et à nouveau 230 L pour 2 M. Pour une étoile de 1 M, durant la phase de fusion de l'hélium il existe donc une période supplémentaire d'habitabilité dans la région comprise entre 7 et 22 U.A.

Pendant le stade RGB et du fait de l'augmentation de la luminosité de l'étoile, la zone habitable se déplace rapidement vers l'extérieure au point que le rayon intérieur de la ZH > 20 U.A. Rapporté au système solaire, cela correspond à l'orbite d'Uranus.

Une fois l'étoile installée dans la fusion de l'hélium, la région située entre 7 et 22 U.A. devient à nouveau habitable. Il s'offre donc un "nouveau départ" pour la vie à cette période de l'évolution stellaire. Cette dernière phase est particulièrement intéressante car elle est très longue et rapportée au système solaire elle comprend les orbites de deux planètes géantes.

Possibilités de vie autour des étoiles géantes rouges

Les plus anciennes traces de vie remontent entre 3.80 et 3.85 milliards d'années, à peine 700000 ans après la naissance de la Terre. Les plus anciens organismes sont âgés de 3.50 milliards d'années et seraient représentés par des cyanobactéries photosynthétiques vivant dans les océans et probablement des colonies de microbes extrêmophiles vivant près des évents (fumeurs) des volcans sous-marins ou des sources chaudes en surface.

En raison de l'évolution rapide d'une étoile lorsqu'elle a quitté la Séquence principale, la durée du transit de la zone habitable diminue. Pour une étoile évoluée de 1 M, le transit de la ZH à 2 U.A. dure un peu plus d'un milliard d'années, une échelle de temps clairement supérieure à ce qui fut requis pour voir la vie émerger sur Terre.

A environ 5 U.A. de distance, la durée des conditions habitables dure entre 100 millions et plusieurs centaines de millions d'années, ce qui est dix fois inférieur au temps nécessaire à l'émergence de la vie sur Terre.

Même si l'apparition de la vie demande plus de 100 millions d'années, il est possible que des formes prébiotiques (des formes connues sur Terre) puissent s'adapter d'elles-mêmes sur une planète contenant de l'eau liquide.

La théorie de la panspermie nous rappelle que des micro-organismes pourraient être transportés d'une planète sur laquelle la vie est en phase terminale vers un autre astre où les conditions de sa renaissance sont assurées suite au passage d'une zone habitable. Ce type de processus pourrait être unique ou se rencontrer exclusivement autour d'étoiles évoluées. Compte tenu de nos moyens, il est malheureusement impossible de confirmer cette hypothèse mais elle ne peut pas être écartée.

Des vecteurs comme les météorites ou les comètes pourraient transporter ces organismes d'une planète à l'autre et déclencher le développement de la vie autour d'étoiles évoluées. 

Cette théorie fut développée dès 1903 par le Suédois Svante Arrhénius et sera reprise notamment par l'ingénieur en aérospatial Robert Zubrin en 2001 qui, rappelons-le, est également directeur de la Mars  Society. 

L'idée qu'il existerait un transport de matériel entre les systèmes planétaires a récemment été revitalisée par la possible découverte de micrométéores extrasolaires (Meisel et al, 2002). Bien sûr les échelles de temps sont plus longues du fait que les distances sont plus grandes. Mais nous savons que depuis que la Terre porte la vie, des météorites ou des comètes ont pu être expulsées du système solaire depuis 3.5 milliards d'années, emportant avec elles des biomolécules ou même des micro-organismes primitifs.

Après un voyage d'un milliard d'années ou plus dans le vide interstellaire, ces astres ont pu être capturés par des systèmes planétaires proches (jusqu'à 100 a.l) et en quelque sorte polleniser le ferment fertile des autres planètes qui n'attendaient qu'un germe pour voir la vie se développer.

Dans un article publié dans Sciences en 1996, B.Gladman et son équipe ont montré que la probabilité d'expulser une météorite ou une comète d'un système planétaire n'est pas négligeable. La question en suspens est de savoir qu'elle est la probabilité de capture par une exoplanète. Des calculs réalisés par Jay Melosh en 2003 suggèrent que la probabilité de transfert interstellaire de matériel météoritique entre planètes de systèmes différents (proches et ne contenant qu'une seule étoile) est extrêmement faible. Toutefois, dans les environnements d'étoiles géantes, la probabilité de capture de matériel éjecté d'une planète est raisonnablement plus large. En utilisant ce mécanisme, la vie pourrait être transportée d'une planète à l'autre durant l'expansion de la zone habitable.

Lorsque nous avons discuté de la faculté d'adaptation, nous avons démontré que tant en laboratoire que dans l'espace, des micro-organismes pouvaient survivre aux conditions interplanétaires d'un voyage spatial : ils sont par exemple capables de survivre aux très basses températures, à la déssication, au vide, aux rayonnements UV et cosmique, aux acides et même aux chocs (pressions) extrêmes sur une surface solide.

Toutes ces considérations renforcent la théorie de la panspermie et d'une possible "fertilisation" entre planètes. Si nous prenons l'exemple de notre système solaire, à 1.5 ou 2 U.A. il est possible qu'à l'avenir et en assumant que de l'eau liquide puisse exister durant une période de temps compatible avec l'apparition de la vie sur Terre, la vie puisse apparaître sur Mars à la condition que l'eau aujourd'hui gelée se mette à fondre. C'est également l'une des théories proposées pour le terraforming de Mars. De l'eau liquide peut également apparaître sur Europe, l'une des lunes de Jupiter comme une suite logique de l'évolution du Soleil et de l'augmentation de son diamètre.

Mais comme Mars, Europe présente une masse trop petite et ne pourrait pas maintenir son atmosphère sans intervention de notre part, si bien qu'à terme Europe est également condamnée à mourir, cette fois pour de bon. Un astre plus massif comme Titan, le plus gros satellite de Saturne est mieux adapté pour abriter la vie. A 10 U.A. le transit de la zone habitable peut durer entre 10 et 100 millions d'années.

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Bien entendu ces scénarii assument que les mouvements planétaires resteront stables durant les 6 milliards d'années à venir. Du point de vue des changements de la dynamique orbitale relative à l'évolution stellaire, cette présomption paraît raisonnable.

Les effets du phénomène de perte de masse stellaire et la dissipation des marées entre les planètes et l'étoile géante rouge ne sont pas négligeables dans la dynamique orbitale. Une étoile solaire perd environ 24% de sa masse initiale durant la phase RGB et environ 20% durant la phase AGB.

Le transit de la zone habitable que nous avons calculé se produit au cours de la phase RGB, à une étape durant laquelle le rayon de l'étoile est inférieur à 100 R environ. On constate que lorsqu'une étoile comme le Soleil atteint un rayon d'environ 100 R, seul un peu plus de 10% de sa masse initiale se dissipe dans l'espace, ce qui a pour effet de modifier la dynamique des orbites planétaires (pour les planètes situées à plus de 1 U.A. non sujettes aux forces de marées) en augmentant leur demi-grand axe de 10%.

Notons que si l'accroissement du demi-grand axe se produit durant la période où la planète se trouve dans la zone habitable (elle-même en expansion), cet effet a pour conséquence d'augmenter la durée des conditions habitables sur cette planète.

La vie autour des étoiles géantes rouges

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Détection des exoplanètes

Grâces à des méthodes interférométriques et spectroscopiques, les astronomes ont découvert plusieurs centaines d'exoplanètes dans la Galaxie et leur nombre ne cesse d'augmenter. La plupart appartiennent à la famille des "hot Jupiter" et ne ressemblent pas du tout à des planètes telluriques. Mais d'ici quelques années les télescopes spatiaux interférométriques et autre Life Finder (LF) permettront de découvrir des planètes de la taille de Neptune.

En 2002, Sabine Frink et son équipe ont découvert une exoplanète gravitant autour de l'étoile Iota Draconis grâce à la détermination de sa vitesse radiale. L'exoplanète a une masse d'environ 9 fois celle de Jupiter, elle est donc à peine plus grosse que lui et orbite à 1.3 U.A. de son étoile. L'étoile également cataloguée HIP 75458, est une sous-géante de type spectral K2III. Elle présente une luminosité de 1.85 L et une masse de 1.05 M. Elle est située à 31.5 pc soit 102.7 a.l.

La zone habitable entourant cette étoile. Elle s'étend entre 7 et 14 U.A. Les conditions habitables à 7 U.A dureront environ 100 millions d'années, ce qui est raisonnable et même optimiste pour assister au développement de la vie. La présence d'une planète de la taille de Jupiter à cette distance encourage les astronomes à imaginer que d'autres exoplanètes, peut-être même telluriques, pourraient graviter autour de cette étoile.

A ce jour, dans un rayon de 100 a.l. autour du Soleil il existe 94 étoiles de classe de luminosité IV (sous-géante), 44 sources de classe III (géante rouge normale) et 2 sources de classe II (géante brillante). Les classes de luminosité III et IV sont le résultat d'étoile de masse faible à moyenne (0.8-1.2 M) venant juste de quitter la Séquence principale. Ces deux classes d'étoiles offrent le plus grand intérêt.

Dans le cas de la classe IV, la zone habitable se déplace relativement lentement vers l'extérieur pour des étoiles de masse < 2 M¤, des conditions qui n'excluent pas le développement de la vie. Dans le cas de la classe III, après une première ascension le long de la branche RGB et un flash de l'hélium, les étoiles évoluent vers une phase stable de fusion de l'hélium qui est également favorable à l'apparition de la vie. On estime qu'environ 30 à 60% des étoiles de classe de luminosité IV se trouvent actuellement dans cette phase.

Comparées aux quelques 1000 étoiles proches situées sur la Séquence principale (tous types spectraux confondus), ces 94 étoiles géantes, représentent environ 14% de la population stellaire bien que l'échantillon soit probablement surestimé du fait que les étoiles géantes sont plus brillantes que les étoiles de la Séquence principale. Toutefois, dans un rayon de 100 a.l. il ne fait aucun doute que vu leur densité (5x10-3 par rapport aux étoiles de la Séquence principale) les étoiles évoluées ont très bien pu contribuer au développement de la vie.

A l'avenir les télescopes spatiaux de grande ouverture couplés à des coronographes efficaces et au développement de technologie interférométrique tirant profit de systèmes à faible bruit (refroidis) tel que RLA et LF aideront les astronomes à découvrir des planètes de la taille de la Terre à quelques dizaines d'années-lumière.

Ainsi que nous l'avons expliqué à propos de la recherche des exoplanètes, toute la difficulté réside dans la détection des signatures atmosphériques autour des étoiles géantes rouges et l'identification des biosignatures.

Détecter une atmosphère planétaire impose un contraste élevé entre la planète et son étoile hôte. Pour une étoile de 1 M, en raison de la relation en carré inverse entre la taille de la zone habitable et la luminosité stellaire, la taille de la zone habitable d'une étoile de 4 L est de l'ordre de 2 U.A., elle est de 5 U.A. pour une étoile de 25 L et de 10 U.A. pour une étoile de 100 L.

Le rapport de contraste permettant d'observer une planète gravitant autour d'une étoile sous-géante ou géante rouge augmente d'un facteur 4 à 100, une gamme de luminosité correspondant à un temps de transit relativement long. Cette différence de contraste équivaut à découvrir une planète gravitant autour d'une étoile naine (FGK) de la Séquence principale (classe de luminosité V) comme le prévoient les projets LF et consorts.

D'autre part, la résolution angulaire nécessaire pour séparer la planète de son étoile diminue du fait de l'augmentation de la zone habitable. Dans le cas de l'étoile HIP 75458, la séparation angulaire de la zone habitable de l'étoile est d'environ 0.3". Cette séparation est bien dans les valeurs accessibles aux télescopes spatiaux de 5 à 10 m d'ouverture opérant dans le spectre visible et proche infrarouge.

Compte tenu du contraste nécessaire pour détecter une exoplanète, de la taille de la zone habitable et du champ du télescope, pour une étoile de 1 M dont la zone habitable varie entre 2 et 15 U.A., le rayon stellaire varie approximativement entre 2 et 15 R.

Si les télescopes spatiaux LF et Darwin sont en mesure de détecter des planètes similaires à la Terre gravitant autour de ces étoiles, cela signifie que ces instruments sont également capables de détecter de telles planètes gravitant autour d'étoiles sous-géantes ou géantes rouges.

Rappelons toutefois que la découverte d'exoplanètes reste au programme des observatoires terrestres, notamment des futurs télescopes géants tels le Giant Telescope Magellan (Æ 21.5 m) et le E-ELT (Æ 42 m) en cours de construction au Chili qui verront leur première lumière respectivement en 2016 et 2018.

En guise de conclusion

En découvrant qu'il existe une chance de découvrir de la vie autour d'étoiles géantes ayant entamées la fusion de l'hélium nous augmentons d'un milliard d'années soit environ 10% de la vie des étoiles solaires les chances de trouver de la vie dans l'univers.

Si la vie existe autour des étoiles sous-géantes et géantes rouges de masse voisine de celle du Soleil, elle devrait évoluer sur des planètes situées à plusieurs U.A. des étoiles considérées. Bien que l'évolution temporelle de ces étoiles soit relativement rapide dès qu'elles ont quitté la Séquence principale, la durée du transit de la zone habitable ne paraît pas incompatible avec la durée estimée du développement de la vie telle que nous la connaissons sur Terre.

Par ailleurs, un mécanisme de panspermie pourrait transporter des organismes ou des molécules prébiotiques qu'une planète mourante vers une planète bénéficiant de conditions d'illumination favorables à la renaissance de la vie.

Nous avons vu dans le cas du Soleil que dans 5 milliards d'années environ, lorsqu'il aura atteint le stade de géante rouge, la vie pourra se développer à une distance comprise entre 2 et 9 U.A., la distance actuelle couvrant la Ceinture des astéroïdes, Jupiter et Saturne. La durée de transit de la zone habitable serait de l'ordre d'un milliard d'année à 2 U.A. et d'environ 100 millions d'années à 9 U.A. Après la phase RGB et le flash de l'hélium, il pourrait encore exister une longue période calme propice au développement de la vie durant environ un milliard d'année. A cette époque la zone habitable s'étendra entre 7 et 22 U.A, englobant cette fois Uranus.

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A ce jour nous ignorons si la vie est commune dans l'univers, extrêmement rare ou même si elle n'existe que sur la Terre. Nos théories et l'extrapolation de ce que nous observons partout sur Terre tendent à démontrer que la vie serait abondante dans l'univers mais nos moyens d'investigation ne nous permettent pas encore de confirmer cette séduisante hypothèse.

Les futurs télescopes spatiaux nous aideront à détecter la signature de la vie. Si la vie existe sur une exoplanète située dans une zone habitable dont le transit s'effectue en 10 millions d'années, cela prouverait que la vie est capable de se développer bien plus rapidement que sur Terre, réduisant d'autant la limite supérieure d'apparition de la vie. De plus, il serait intéressant de découvrir une planète liquide dans une zone habitable à transition rapide (par exemple 10 millions d'années) n'abritant aucune forme de vie. Cela permettrait de fixer une limite inférieure d'émergence de la vie.

Dans ce contexte, les environnements des étoiles évoluées représentent quelques cas intéressants à étudier, en particulier les environnements volcaniques tels que les évents hydrothermaux ou les milieux glacés liquides éventuels.

Grâce à ce genre de travail théorique fondé sur l'observation de l'évolution stellaire et des conditions propices au développement de la vie, nous savons à présent que des télescopes spatiaux de 35 à 60 m d'ouverture sont suffisants pour découvrir des exoplanètes de la taille de la Terre autour d'étoiles naines ou géantes proches. Nous savons également que dans la zone habitable qui les entoure des formes de vie pourraient survivre durant plus d'un milliard d'années. Tout ceci est très encourageant. Gageons que l'avenir donne raison aux chercheurs.

Il est vraiment dur de vivre à côté d'une naine rouge

En modélisant l'impact des vents stellaires des naines rouges sur des exoplanètes potentiellement habitables, un groupe d'astrophysiciens états-uniens est arrivé à une conclusion déjà obtenue par leurs collègues. Le bouclier magnétique des exoterres ne pourrait pas empêcher l'érosion de leur atmosphère. La probabilité de trouver des formes de vie évoluées dans la Voie lactée doit donc probablement être revue à la baisse.

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Vue d’artiste d’une exoterre en orbite autour d'une naine rouge. Bien qu'elle soit dans la zone habitable de l'étoile, cette planète est en train de perdre son atmosphère sous l'action des vents stellaires de son étoile hôte. Du fait de sa proximité, il s'y produit aussi de spectaculaires aurores boréales. Elles devraient être visibles jusqu'à l'équateur et considérablement plus brillantes que sur Terre. © David A. Aguilar, CfA

Le nombre d’exoplanètes détectées dans la Voie lactée ne fait que grandir, et avec lui l’estimation du nombre de planètes situées dans la zone d’habitabilité au sein de notre Galaxie. De la même façon dont les formations des éléments lourds et des étoiles sont apparues comme inévitables au cours des développements de l’astrophysique pendant la seconde moitié du XXe siècle, la formation d’un cortège planétaire semble nécessairement accompagner la naissance des étoiles. La radioastronomie et l’astrochimie nous ayant révélé que des composés organiques étaient présents dans les nuages moléculaires où naissent les étoiles, on ne peut que difficilement échapper à la conclusion qu’il existe probablement des formes vivantes dans presque tous les systèmes planétaires existant dans la Voie lactée.

En ce début de XXIe siècle, le paradoxe de Fermi ne fait donc que devenir de plus en plus aigu. D’autant plus que nous savons que des planètes pouvaient se former assez tôt dans l’histoire du cosmos, comme le prouve la découverte récente de Kepler-10c. Même en admettant que le voyage interstellaire en utilisant des trous de ver soit impossible, aucune loi de la physique n’interdit vraiment de construire une arche des étoiles emportant avec elle une biosphère pouvant durer quelques centaines d’années, le temps nécessaire pour passer d’une étoile à une autre à des vitesses bien inférieures à celle de la lumière.

Les exoplanètes et le paradoxe de Fermi

Comme notre Voie lactée est âgée de plus de dix milliards d’années, et comme il semble bien y avoir une abondance d’exoplanètes potentiellement habitables, de nombreuses civilisations extraterrestres auraient dû avoir le temps de se développer et de coloniser au moins une portion de la Galaxie. On ne comprend donc pas pourquoi la Terre n’a pas été annexée à l’une de ces colonies depuis quelques milliards d’années. L’espèce humaine étant récente, des extraterrestres découvrant notre planète il y a quelques centaines de millions d’années n’auraient donc eu aucune raison de s’abstenir de prendre possession de notre globe.

Il y a au moins deux solutions simples possibles à ce paradoxe. La première est que la vie intelligente soit très rare même à l’échelle d’une galaxie en raison de sa complexité même, ce qui rend son apparition par le jeu du hasard et de la nécessité très improbable. La seconde est que ce soit l’apparition de la vie complexe elle-même qui est une rareté.

Depuis un moment déjà, les astrophysiciens et les planétologues s’interrogent sur les conditions auxquelles sont soumises des exoplanètes dans la zone d’habitabilité autour des naines rouges de type M. Ces étoiles sont très nombreuses dans la Voie lactée : elles constitueraient même 80 % de sa population stellaire. Il y a donc bien plus de chances de trouver une exoterre autour d’une naine rouge qu’autour d’une naine jaune comme le Soleil. Or, on sait que le premier milliard d’années de la vie d’une naine rouge est très agité, avec des colères terribles, produisant des flots de rayons X et ultraviolets pouvant endommager les formes vivantes que nous connaissons. Elles s’accompagnent aussi de tempêtes avec des vents stellaires magnétisés qui peuvent éroder une atmosphère planétaire. Il n’est donc nullement évident que les naines rouges, au moins pendant une période de leur existence, soient des environnements favorables à l’apparition et à l’évolution de la vie.

Érosion inévitable de l’atmosphère d’exoplanètes par les vents stellaires

On étudie cette question depuis plusieurs années au moyen de diverses simulations sur ordinateur. Il s’agit de savoir si certaines exoplanètes dans la zone d’habitabilité autour des naines rouges peuvent avoir une magnétosphère et une atmosphère suffisamment protectrices. Un groupe d’astrophysiciens états-uniens vient de déposer récemment sur arxiv un article dans lequel les chercheurs n’ont pas étudié l’effet des colères des naines rouges (qui, comme on l’a vu, est surtout problématique pour l’exobiologie au début de l’existence de ces astres), mais celui de leurs vents stellaires en continu. Les données concernant trois exoplanètes de type terrestre découvertes par Kepler et orbitant autour de naines rouges en milieu de vie ont été injectées dans un modèle numérique sur ordinateur.

Les chercheurs ont confirmé des résultats déjà obtenus. Même une exoplanète avec un bouclier magnétique comparable à celui de la Terre n’offre pas une protection sûre contre les vents stellaires de ces naines rouges. Les interactions entre ces vents, la magnétosphère et l’ionosphère de ces exoplanètes dans la zone d’habitabilité montrent en effet que les boucliers magnétiques devaient évoluer périodiquement. La plupart du temps, ils sont trop faibles pour empêcher l’érosion d’une atmosphère sous l’effet des vents stellaires.

Bien que les systèmes planétaires avec une naine rouge soient très nombreux dans la Voie lactée, il se pourrait donc bien que la vie y soit très rare, ou au mieux sous la forme d’extrêmophiles semblables à ceux qui ont peut-être existé ou existent encore sur Mars.

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