Pistes de vie

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Très active en France depuis plusieurs décennies, soutenue notamment par le Cnes (Centre national d’études spatiales), l’exobiologie fédère les recherches visant à comprendre l’émergence de la vie sur Terre, connaître les possibilités de son développement ailleurs et en détecter l’éventuelle présence. Des études portent en particulier sur les conditions physicochimiques à (ou sous) la surface des planètes et sur l’évolution de molécules organiques simples, composées de carbone, d’hydrogène, d’azote et/ou d’oxygène, vers des macromolécules complexes à l’origine des premiers micro-organismes.

En 1953, Stanley L. Miller publiait les résultats d’une expérience aujourd’hui célèbre : soumis à des conditions particulières et en présence d’eau liquide, un mélange gazeux (CH4, NH3, H2, CO2...), alors supposé proche de l’atmosphère terrestre primitive, produit notamment des acides aminés, molécules de base de la chimie du vivant. Par la suite, de nombreuses autres expériences ont conforté la théorie de l’évolution « prébiotique » selon laquelle la vie s’est développée à partir d’eau, de molécules organiques et d’un apport d’énergie, comme la chaleur de sources hydrothermales sousmarines. Leurs résultats indiquent que les précurseurs des micro-organismes devaient être constitués d’acide ribonucléique (ARN), a v a n t qu’apparaisse un monde « à ADN » (une molécule plus stable que l’ARN), avec un probable ancêtre commun aux formes actuelles de vie terrestre : Luca (Last Universal Common Ancestor).

De nombreux problèmes restent cependant à résoudre, notamment quant à la nature des précurseurs de l’ARN lui-même : s’agit-il de sucres à 6 carbones ? D’autres sucres plus simples ? De peptides ? On se demande aussi comment les ARN ont été polymérisés en longues chaînes moléculaires ; certains chimistes ont, par exemple, avancé l’idée d’un rôle clé joué par des argiles. Ces questions sont actuellement étudiées dans différents laboratoires, en particulier en Europe.

Ce scénario, ou certaines de ses étapes, a pu se produire ailleurs que sur Terre. Dans le Système solaire, de l’eau liquide et des matières carbonées sont présentes au moins sur Europe (satellite de Jupiter), sur Encelade (satellite de Saturne), et ont pu l’être sur Mars. Titan, une autre lune de Saturne, intéresse aussi beaucoup les exobiologistes : son atmosphère pourrait être très semblable à celle de la Terre primitive ; sa surface est riche en molécules carbonées et azotées, et la présence de lacs d’hydrocarbures (éthane, méthane) suscite des spéculations sur la possibilité qu’une forme de vie puisse se développer dans un solvant autre que l’eau. Peut-être l’observation de plus en plus fine des exoplanètes (cf. la brève "Des planètes par centaines") viendra-t-elle étayer cette hypothèse.

Des saisons pas très sages

Dans les années 1990, Jacques Laskar(1) a développé une méthode de calcul de l’évolution des mouvements planétaires sur plusieurs millions et même plusieurs milliards d’années. Ces mouvements sont aussi bien la révolution orbitale d’une planète autour du Soleil que sa rotation diurne ou encore les variations de son obliquité, angle qui mesure l’inclinaison de l’axe de rotation par rapport au plan de l’orbite et qui détermine l’amplitude des saisons (si l’obliquité de la Terre, aujourd’hui proche de 23°, était voisine de 0°, il n’y aurait guère de saisons). Il a ainsi été montré que les orbites et les obliquités sont susceptibles de subir des variations amples et chaotiques (irrégulières, peu prévisibles) dues aux forces gravitationnelles que les planètes exercent les unes sur les autres dans leur « ballet » autour du Soleil. Dans ce cas, les variations de l’insolation(2) moyenne (et donc celles du climat) à une latitude donnée peuvent être incompatibles avec le développement ou le maintien de la vie.

Jacques Laskar et son équipe ont établi que les orbites des planètes du Système solaire sont globalement stables sur plusieurs milliards d’années, mais qu’il en va parfois différemment de leurs obliquités. En particulier, l’obliquité de Mars est actuellement sujette au chaos (cf. le graphe ci-dessous) et peut basculer entre 0 et 60° en quelques millions d’années seulement (un temps court d’un point de vue géologique), tandis que celle de la Terre est quasiment stable.

Le calcul astronomique des variations d’insolation intéresse l’étude des surfaces planétaires à plusieurs titres. Par exemple, il a permis d’étayer l’hypothèse d’une fonte de glaces sur Mars à des latitudes élevées pour expliquer des traces d’écoulement observées sur le sol (cf. l'article "Soeur d'eau" ci dessus). Il fournit en outre un moyen de dater certaines structures géologiques visibles mais inaccessibles à la datation isotopique (cf. "Un problème dur comme fer"). En effet, si certaines structures présentent des traces d’évolution (des dépôts en strates, par exemple) liées à des changements climatiques, le calcul des variations d’insolation apporte une échelle de temps au phénomène concerné.

(1) directeur de recherche CNRS à l’IMCCE, Institut de mécanique céleste et de calcul de éphémérides (CNRS/Observatoire de Paris) (2) quantité d’énergie reçue du Soleil par unité de surface

© IMCCE / J. Laskar et al.

Sœur d'eau

Reconstitution en 3D d’une région ancienne de Mars observée par Mars Express. En bleu-vert (fausse couleur) apparaissent les zones riches en phyllosilicates (argiles) détectées par le spectromètre Omega. © LPGNantes/ IAS /Esa

Dès 1965, les clichés pris par la sonde Mariner 4 coupent court aux histoires de petits hommes verts que les mers et les canaux martiens décrits par des astronomes du XIX^e siècle ont contribué à susciter : désertique et glaciale, la Planète rouge est hostile à la vie.

Ces images ont pourtant permis de cartographier d’anciens réseaux fluviaux identifiés par la forme dendritique de vallées, une morphologie similaire à celle des branches d’un arbre et des vallées du Sahara creusées par les rivières d’une époque plus humide. Grâce à la méthode de comptage des cratères (selon laquelle plus il y a de cratères, plus les terrains sont anciens), on sait que ces vallées sont présentes exclusivement dans des sols âgés de 3 à 4 milliards d’années (les autres sols ont été modifiés depuis par tectonique ou par volcanisme). Leur découverte a initié l’idée d’une planète jadis soumise à un climat plus chaud et plus humide, donc plus favorable à la vie, et l’image d’une « planète-soeur » de la Terre.

Une enquête tout-terrain
Avec d’éventuelles traces de vie, l’évolution de l’eau constitue un centre d’intérêt majeur des études de Mars : comment, en quelles quantités et pendant combien de temps l’eau liquide est apparue ; ce qu’elle est devenue ; comment elle a agi sur les sols... Les données de chaque nouvelle sonde apportent des confirmations, des précisions et de nouvelles questions.

Une première carte topographique globale de Mars a été réalisée en 1999 grâce aux millions de mesures effectuées par l’altimètrelaser de la sonde Mars Global Surveyor. Des centaines de ravines sûrement récentes (au sens géologique : moins d’un million d’années) ont été découvertes, tandis qu’on croyait l’eau liquide disparue de la surface depuis longtemps. Elles ont été interprétées tour à tour comme résultant d’écoulements souterrains, de fontes de neige ou d’écoulements de sable dépourvu d’eau liquide. Ce sont des modèles numériques du climat de Mars qui ont apporté l’explication la plus convaincante : en combinant un modèle de dynamique atmosphérique avec des calculs de variation d’insolation (cf. "Des saisons pas très sages" ci -dessus), il a été montré que le sol martien a pu être suffisamment chauffé, à certaines périodes récentes, pour que la glace fonde de manière épisodique. La présence de glace dans le sol avait déjà été mise en évidence, notamment au LPGNantes, grâce aux observations de structures dont les formes sont semblables à celles de certains sols terrestres comme le permafrost de Sibérie, puis confirmée par les analyses spectrales du rayonnement infrarouge du sol.

Ces fontes récentes n’invalident pas l’idée d’un climat actuel globalement froid. Par contre, certains modèles sèment le trouble quant à l’apparente nécessité d’un climat passé plus chaud : ils montrent que des écoulements de rivières sont possibles en milieu froid et qu’ils ont pu être provoqués par la chaleur dégagée lors de puissants impacts météoritiques. Le doute persiste donc sur l’histoire du climat martien ; il appelle des données complémentaires.

Mars au microscope
Arrivées respectivement en 2004 et en 2006, les sondes Mars Express et Mars Reconnaissance Orbiter sont équipées de caméras dites hyperspectrales. Ces dernières couvrent les longueurs d’ondes visibles et infrarouges ; elles permettent d’étudier finement les variations de couleur de la surface et d’identifier ainsi les minéraux (par exemple, la couleur rouge des roches est souvent liée à la présence de fer). Grâce à ces caméras, nous sommes en mesure de détecter des minéraux hydratés tels que les phyllosilicates (des silicates en feuillets). Ces minéraux proviennent de la forte altération des roches par l’eau en ce qui est communément nommé argiles, certains d’entre eux étant identiques à ceux que l’on trouve sur Terre. Ils sont situés en majeure partie dans les régions les plus anciennes de Mars.

En 2011, le robot mobile Mars Science Laboratory se posera sur Mars. Il analysera finement les roches à l’aide d’un laser et de microscopes et y cherchera des traces de carbone. Ses données, plus précises que les données d’observation en orbite, nous permettront de mieux caractériser le climat ancien et, qui sait, de trouver des traces de vie fossile. Les nombreuses analyses hyperspectrales actuellement menées auront permis de sélectionner les sites d’étude au sol les plus intéressants, à la différence des premiers sites « d’amarsissage » choisis presque au hasard. Pour les géologues, il sera peut-être temps, alors, de laisser la place aux exobiologistes...