PLANÉTAIRES SYSTÈMES

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Les conditions de la possibilité de la vie

Dans quelles conditions la formation d'une planète peut-elle offrir le terreau favorable au développement du vivant ? La vie sur une planète est intimement liée à la présence d'une atmosphère. Pour que celle-ci puisse se former, deux grandeurs fondamentales interviennent : d'une part, la distance à l'étoile centrale, qui détermine la température de l'atmosphère, d'autre part, la masse de la planète, qui nous renseigne sur la masse de l'atmosphère primitive ; celle-ci étant issue du dégazage progressif des composés rocheux, il y a donc une proportionnalité entre ces deux dernières quantités. En outre, la masse de la planète contrôle la vitesse d'évasion des gaz de son atmosphère. Comme l'eau liquide est le facteur indispensable à l'apparition de la vie, il est nécessaire de déterminer dans quelles conditions une planète peut conserver son eau dans cet état.

L'étude de l'évolution d'une atmosphère planétaire est d'une grande complexité, car de nombreux paramètres doivent être pris en compte, chacun d'eux variant au cours du temps. Outre les astronomes, de nombreux scientifiques ont tenté de cerner le problème en introduisant un maximum de facteurs susceptibles de jouer un rôle majeur à un moment ou à un autre de l'évolution, tout en ayant conscience qu'il ne peut s'agir que d'une approche du problème. Les longues carottes de glace extraites des calottes polaires constituent ainsi une source d'informations inestimables pour savoir comment l'atmosphère de la Terre a évolué au cours des dernières dizaines de millions d'années. De même, les micrométéorites piégées au cours du temps par les glaces sont soigneusement analysées.

Les paléoclimatologues estiment que douze facteurs essentiels influencent l'atmosphère d'une planète :

– la vitesse de dégazage depuis l'intérieur d'une planète ;

– la condensation de la vapeur d'eau ;

– la photodissociation et l'évasion de l'hydrogène ;

– l'oxydation des minéraux superficiels ;

– la formation des carbonates sous l'effet du lessivage des silicates par l'eau chargée de gaz carbonique ;

– la présence de la vie pendant au moins 800 millions d'années bénéficiant d'une eau de température inférieure à 42 0C ;

– l'existence d'une limite à la biomasse par l'absence d'écran d'oxygène et d'ozone ;

– la photosynthèse et la production de sédiments organiques ;

– les réactions chimiques entre les différents gaz (N2, O2, H2, H2O, CO2, CH4, NH3 en présence d'argon) ;

– la variation de la luminosité solaire ;

– la variation de l'albédo de la planète (rapport entre la quantité de lumière réfléchie et la quantité reçue par le Soleil) ;

– l'effet de serre.

En tenant compte de tous ces paramètres, les chercheurs concluent que la Terre ne peut être habitable que si le rayon de son orbite est compris entre 0,7 et 1,3 ua. En deçà de cette valeur, toute l'eau serait vaporisée ; au-delà, la glace recouvrirait toute la surface du globe. Tous ces paramètres ont été pris en compte par les planétologues dans des modèles atmosphériques élaborés dès les années 1980, de même que l'évolution propre de l'étoile mère et l'excentricité de l'orbite. Ces deux derniers critères jouent d'ailleurs un rôle extrêmement important pour sélectionner les étoiles aptes à être entourées d'un système planétaire. Finalement, la proportion des étoiles possédant un système planétaire serait ainsi de l'ordre de, au mieux, une sur 10 000. Malgré la rigueur des contraintes imposée aux modèles, cela donne tout de même environ 15 millions d'étoiles dans la Galaxie qui répondent à ces critères.

Ces déterminations sont néanmoins à prendre avec toutes les précautions indispensables, car on ne peut faire abstraction d'un certain nombre d'hypothèses. Par exemple, l'étude de la formation d'une étoile et de sa nébuleuse primitive s'effectue en physique suivant une méthode d'approche des milieux continus. La masse initiale de gaz, la composition chimique du milieu sont encore des données mal cernées. De même, les fluctuations de composition chimique associées au transport des éléments et à leur mélange dans la Galaxie doivent aussi être pris en compte ; la fréquence des supernovae joue aussi un rôle déterminant, notamment pour connaître l'enrichissement du milieu en éléments lourds. Ces conditions vont fortement influencer la production des composés condensables aboutissant à la formation des planétésimaux, dont le nombre et la densité vont interférer sur la taille et la distance des futures planètes autour de leur étoile mère. Ainsi, d'une étoile à l'autre, les conséquences cumulées des différentes conditions initiales et des effets statistiques peuvent conduire à des systèmes planétaires présentant de nettes différences avec le nôtre.

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Distances des planètes au Soleil et loi de Titius-Bode

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Formation du système solaire selon James Jeans

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Principales étapes de la formation des planètes par accrétion

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Écrit par :

  • : ingénieur de recherche au C.N.R.S., astrophysicien à l'Observatoire de Meudon

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Pour citer l’article

Dominique PROUST, « PLANÉTAIRES SYSTÈMES », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 30 novembre 2021. URL : https://www.universalis.fr/encyclopedie/systemes-planetaires/