TPE: Travaux Pratiques sur les Exoplanètes

DES MILLIARDS DE PLANÈTES HABITABLES!

Ya t-il de la vie ailleurs? comment la rechercher?

MARS:

COMMENT COLONISER UNE PLANÈTE?

ORIGINES:COMMENT

EST APPARUE LA VIE

EXOPLANÈTES:

Des moyens de détection efficace

« Existe-t-il d’autres mondes, ou n’y en a-t-il qu’un seul ? C’est une des plus nobles et exaltantes questions dans l’étude de la Nature. » affirme Albert le Grand (1206-1280), philosophe, théologien, naturaliste, chimiste et alchimiste germanique. C’est en accord avec lui que nous avons choisi ce sujet de TPE : La présence potentielle de la vie sur les exoplanètes. Tout prête à croire que la vie existe en dehors de la Terre, mais rien ne nous l’assure. L'Univers offre en nombre de ses recoins toutes les conditions favorables au développement de la vie. Ces foyers sont suffisamment tempé-rés, âgés et stables pour accueillir la fragile biochimie génératrice du vivant. Puisque l’univers ob-servable semble en plusieurs endroits avoir des similitudes physiques avec la Terre et que l’astr-onomie n’a aujourd’hui aucun argument pour affirmer que la vie n’est apparue que sur Terre, il est tout naturel de s’interroger sur l’existence d’une vie extraterrestre. De plus, l’empreinte écologique de l’Humanité dépasse la biocapacité de la Terre, c’est-à-dire sa capacité à reconstituer ses res-sources (bois,...) et absorber les déchets (émission de CO2,...). Il est donc nécessaire de trouver une nouvelle planète afin d’avoir plus de place et de ressources.

C’est pourquoi cette question a parcouru les âges et les civilisations. De nombreux penseurs, de l’Antiquité jusqu’à nos jours, se sont posés la question. Tout d’abord, l’astrologie babylonienne en Mésopotamie qui développe un déterminisme gouvernant les mondes célestes en établissant un rap-port entre les phénomènes humains et célestes, fonde l’apparition du concept de la vie extrater-restre. Dans l’Antiquité grecque, les atomistes pensaient que le monde est constitué d’une infinité d’atomes. Cette théorie défend l’existence d’une vie extraterrestre tandis que les vitalistes, selon qui l’ordre des choses est gouverné par quatre éléments, présent uniquement sur Terre, sont les partisans d’une vie solitaire dans l’univers. Au XVIème et au début du XVIIème siècle, Copernic, qui affirme que nous sommes dans un système héliocentrique, Galilée, qui annonce un univers fait d'espaces infinis, Giordano Bruno, qui s'accorde avec la théorie de la pluralité des mondes, et Johannes Ke-pler, tous les quatre de grands astronomes, envisagent la vie extraterrestre à travers leurs écrits. Du-rant le XVIIème siècle, Pascal place l'homme à mi-chemin entre l'infiniment grand et l'infiniment petit. L’interrogation se poursuit avec les Lumières, qui militent contre l'absurdité d'un cosmos où nous serions seuls, puis avec la théorie de la sélection naturelle (Darwin), la découverte de la soupe primitive et de la panspermie. Cette question depuis toujours étudiée reste de nos jours un domaine spéculatif, mais qui a abouti à une collaboration entre physiciens et biologistes, avec la science de l’exobiologie, ou bioastronomie.

Comment rechercher la vie sur les exoplanètes ?

Les chercheurs se tournent en premier lieu vers la Terre, pour l’instant seule dépositaire du vivant. C’est ensuite qu’ils scrutent l’Univers afin de découvrir et étudier des exoplanètes. Pour ce faire, ils développent et financent des projets, conformément à certaines attentes.

Édito Février 2015

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1. La vie terrestre, seule référence que nous ayons:

1.1. D’où vient la vie sur terre?

1.1.1. Caractérisation de la vie

1.1.2. Les origines de la vie

1.2. La vie dans les milieux extrêmes

1.2.1. Les océans

1.2.2. Les températures extrêmes

1.2.3. Autres milieux extrêmes

2. Recherche de lieux de vie:

2.1. Le système solaire 2.1.1. La recherche de la vie commence d’abord dans le système solaire

2.1.2. Coloniser notre système solaire, possible ou pas?

2.2. Les exoplanètes

2.2.1. Qu’est ce qu’une exoplanète?

2.3. D’autres méthodes de détections:

2.3.1 Les vitesses Radiales

2.3.2 Les Pulsar

2.4. Découvrir et repérer les exoplanètes chaudes

2.5. Rechercher et connaître les exoplanètes froides

3. Mettre en oeuvre des projets: 3.1. Quitter la Terre

3.2. Recherche de civilisations extraterrestres

3.3.1. Projet SETI

3.3.2. Équation de Drake

3.3.3. Paradoxe de Fermi

Sommaire

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Le vivant a beau être le domaine du biologiste, aucun n’est encore par-venu à définir clairement la frontière séparant l’inerte et le vivant, en particulier parce que la composition chimique d’un corps est homogène. Un organisme une molécule organique est principalement composée d’un squelette carboné, d’hydrogène et d’oxygène, mais beaucoup de composés inertes ont ce type de composition chimique. Question qui semble tout d’abord anodine, elle donne lieu, aujourd’hui encore, à des polémiques, car la notion de vie est très subjective. L’idée actuelle de la vie relève de l’intuitif. Il existe en effet plusieurs conceptions et défini-tions différentes de la vie.

Pour la plupart des physiciens, il y a vie dès lors qu’un système s'auto-entretient en produisant sa propre énergie à partir d'éléments qui lui sont extérieurs : c'est l'hypothèse métabolique. Les biologistes s'accordent plutôt à dire que la propriété essentielle du vivant est l'existence d'un système d'information génétique capable de se répliquer. Ils préfèrent cette hypothèse, dite génétique, car elle expliquerait notamment la no-tion d'évolution.

Schrödinger, physicien, affirme que la vie est un état d’entropie néga-tive, qui s’oppose à l’état d’entropie maximum et d’équilibre thermody-namique qui caractérise la matière inanimée. Ce qui fait que la vie en tant que telle est une anomalie et la mort n’est que le retour à l’entropie de base de l’univers.

Jacques Monod, biologiste, énonce quant à lui trois caractéristiques du vivant: “la téléonomie, la morphogenèse autonome, et l’invariance re-productrice”. En effet, d’après lui, les êtres vivants se caractérisent par le fait qu’ils ont la faculté d’avoir un objectif, qu’ils se construisent et

Aux origines de la vie

Avant de savoir quelles vies potentielles pourraient exister ou encore quelles traces de la vie peut-on trouver, il faut tout d’abord savoir ce qu’est la vie.

évoluent d’eux-mêmes, et qu’ils contiennent un patrimoine d’informations. En outre, la vie se caractérise par le haut degré de complexité de la structure du vivant, la quantité gigantesque d’informations qu’elle contient, la faculté de reproduction de cette information avec ses propriétés de variabilité, par exemple à l’occasion de mutation, donc la faculté d’évolution et celle d’adaptation aux variations et aux contraintes de l’environnement. Ces caracté-ristiques différencient le monde minéral du monde du vivant.

D’autre part, la vie, malgré sa très grande diversité au niveau macroscopique est caractérisée par une unité au niveau micro-scopique et dans ses propriétés fonctionnelles. Le cas débattu du virus mis à part, tous les systèmes vivants possèdent une à plusieurs cellules. Ces systèmes possèdent également une unité au niveau moléculaire. L’ADN, l’ARN, et les protéines sont des molécules présentes chez tous les êtres vivants.

En conclusion, on peut penser qu’un organisme est dit vivant lorsqu'il échange de la matière et de l'énergie avec son environ-nement en conservant son autonomie, lorsqu'il se reproduit et évolue par sélection naturelle et lorsque la matière qui le com-pose est capable de s'auto-organiser sans être programmée.

La vie est donc un phénomène extrêmement complexe. Pour mieux la comprendre, ainsi que pour mieux pouvoir la recher-cher sur d’autres planètes, il faut tout d’abord savoir dans quelles conditions elle est apparue sur Terre et sur de poten-tielles exoplanètes, et peut être, dans quelles conditions elle est en train d’apparaître sur une autre planète. Page 4

Nous n'avons pas encore de véritables certitudes sur les causes de l'apparition de la vie sur Terre, cependant, de multiples expé-riences ont été réalisées et de nombreux scénarios, imaginés. On pense que la vie est probablement apparue entre 4,3 et 2,7 milliards d'années et plus précisément entre 3.900, le dernier grand bombardement météoritique, et 3.500 millions d'années, âge de microstructures minérales attribuées sans certitude absolue à des microfossiles du vivant, les cyanobactéries.

Jusqu’au XIX° siècle, la seule théorie admise quant à l’apparition de la vie était le principe de la génération spontanée, idée qui s’accordait avec la religion. On retrouve les traces d'une telle croyance dans les écrits les plus anciens de la Chine ou de l'Égy-pte ancienne. Par exemple, les lucioles apparaissaient avec la brume matinale, ou les boues laissées par les crues du Nil en-gendrent spontanément des grenouilles et des crocodiles. C'est Aristote qui a formulé la thèse de la génération spontanée: "les plantes, les insectes, les animaux peuvent naître de systèmes vivants qui leur ressemblent, mais aussi de matière en décomposi-tion activée par la chaleur du soleil". Pasteur met fin à cette théorie, en mettant au point un protocole de stérilisation fiable, montrant que la vie ne peut venir sponta-nément de la matière inanimée. Charles Darwin, contemporain de Pasteur, a lui aussi profondé-ment influencé ces idées. Celui-ci proposait que l'évolution s'était faite à travers les temps géologiques, selon une complexité crois-sante. Cela impliquait que les premiers êtres devaient être des formes très simples, des micro-organismes. En 1865, le biologiste Hermann Richter propose que les corps célestes libèrent des particules qui contiennent des germes de micro-organismes appelés cosmozoaires, qui ont été amenées sur terre par les météorites. C’est la théorie de la panspermie. Les physiciens viennent de découvrir que la lumière peut exercer sur un objet une pression qui, bien que faible, est suffisante pour être mise en évidence si l’objet est placé dans le vide, éloigné de tout frottement. Si des spores de bactéries, sont présents dans l’espace, ils peuvent se déplacer, poussés par la pression de la lumière émise par les étoiles.

Au cours de leur voyage interstellaire, ils peuvent rencontrer des planètes et les ensemencer. C’est la panspermie aléatoire. Après les travaux de Pasteur et de Darwin, on tente de faire le pont entre la physique et la chimie: c’est le début de la biochimie. Pour Oparine et Haldane, deux biochimistes respectivement russes et anglais, il faut sortir du cercle vicieux qui dit que seule la vie peut produire la vie. Au moment de la formation de la terre, il y a 4,55 Ga, il s'est établie une relation entre la Terre (T) et le Soleil (S), une relation qu'Oparine et Haldane comparent à une réaction chimique. Dans une réaction chimique, il y a trois composantes essentielles: les réactifs (des composés chimiques), le réacteur (par exemple, un ballon, une fiole ou un bécher) et une source d'énergie (par exemple, la chaleur). Dans les premiers temps de la formation de la terre, ces trois composantes étaient en place: le réacteur, l'atmo-sphère terrestre; la source d'énergie, le soleil; les réactifs, étant tous les gaz et composés chimiques émis tant par le soleil que par la terre. Pour Oparine et Haldane, la clé de leur théorie est la composition de l'atmosphère primitive de la Terre: l’idée d’évolution chimique (ou auto-organisation de la matière) est née. Le coeur du Soleil est riche en hydrogène (H), oxygène (O), azote (N) et carbone (C), et son atmosphère est constituée essentielle-ment d'hydrogène. Les éléments du coeur se combinent vite à l'hy-drogène de l'atmosphère solaire pour former des gaz, comme le méthane (CH4), l’ammoniac (NH3) ou la vapeur d’eau (H2O), transmis ensuite à l'atmosphère terrestre. D'autre part, le dégazage de la terre, entre autres provoqué par une forte activité volcanique, émet des gaz comme la vapeur d’eau, le dioxyde de carbone CO2, ou le sulfure d’hydrogène H2S. L'atmosphère primitive aurait été composée des gaz cités précé-demment, une atmosphère bien différente de celle que l'on connaît aujourd'hui.

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Représentation schéma-tique de la formation de la soupe primitive. L’énergie solaire ainsi que le volcanisme impor-tant agitent les molécules, les brisent, et donnent naissance à de nouveaux éléments.

Un réfrigérant amène la condensation de la vapeur d'eau qui entraîne avec elle les molécules nouvellement formées (pluie). Finalement, le tout s'accumule dans la base du mon-tage, donnant la soupe primitive. C’est là que les molécules organiques devraient s'être accumulées. Il ne restait qu'à analyser cette "soupe primitive": Miller a réussi à isoler un certain nombre de molécules, et a démontré qu'il avait pro-duit ces fameuses molécules organiques prédites par les deux biochimistes. Les unités élémentaires à partir desquelles sont construites les macromolécules du vivant sont les acides aminés pour les protéines, les nucléotides pour les acides nucléiques, les acides gras pour les lipides, sucres élémentaires pour les glucides. On a découvert dans cette "soupe primitive" des molécules organiques qui aujourd'hui constituent la base de la matière vivante (voir schéma de gauche).

Mais il faut bien réaliser ici qu'on n'a pas synthétisé la vie: on a synthétisé les molécules essentielles à la construction de la vie.

Par la suite, plusieurs laboratoires ont confirmé les résultats de Miller. Les bases d'une discipline scientifique nouvelle venait d'être jetées: la chimie prébiotique, c'est-à-dire la chimie des molécules juste avant la vie, ces molécules qui ont servi à fabriquer la vie.

En 2010, les 4 bases azotées ont été synthétisées dans les conditions prébiotiques actuellement admises. Cependant on ne connaît toujours pas l'origine des lipides et une ques-tion demeure parmi d'autres: la vie est-elle apparue au ha-sard de circonstances ou apparaît-elle dès que les conditions nécessaires à son apparition sont réunies?

Tout était en place pour la grande réaction chimique, celle qui va donner naissance aux premières molécules orga-niques dans la soupe primitive. Les rayons UV provenant du soleil brisent alors ces molé-cules simples et libèrent des radicaux très réactifs qui rapi-dement se combinent pour former des molécules plus grosses, plus complexes et plus lourdes. On peut aussi considérer que les éclairs ainsi que les volcans ont fourni une source énergétique additionnelle. Avec la condensation des vapeurs d'eau qui forme des nuages puis qui retombent en pluie, ces nouvelles molécules tombent dans les nouveaux océans. Ces nouvelles molé-cules, sont composées de CHON, et dites organiques. C'est dans cette “soupe primitive” que ces molécules auraient progressivement évoluées vers les molécules vivantes. Pour Oparine et Haldane, les deux conditions essentielles au développement de la vie ont été fixées à ce moment: les bases de sa composition chimique (CHON) et une source d'énergie permanente, l'énergie solaire. Pour l’instant, leur idée restait conceptuelle, car aucune expérimentation n'avait été tentée. Il a fallu attendre le milieu des années 1950 pour que Stan-ley Miller tente de reconstituer en laboratoire les conditions postulées par Oparine et Haldane pour l'apparition de la vie. Il conçut donc un montage où le réacteur est un système fermé, parfaitement stérile, dans lequel on peut faire le vide. Dans un ballon où il y a de l'eau (H2O), il introduit les gaz CH4, NH3 et H. Sous l'effet de la chaleur produites par une flamme, l'eau est vaporisée. Il y a donc un mélange gazeux de H2O, CH4, NH3 et H (réactifs) qui est libéré dans le sys-tème (atmosphère primitive). Grâce à deux électrodes, des étincelles sont produites pour simuler les éclairs (source d'énergie). C'est là que devraient se former les molécules organiques.

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Les molécules prébiotiques auraient d'abord inventé un mé-canisme qui leur aurait permis d'utiliser les produits orga-niques du milieu: le mécanisme de la fermentation. C'est la naissance des premiers hétérotrophes, c'est-à-dire des cel-lules qui se nourrissent de n'importe quelles molécules or-ganiques en abondance dans l'eau. Cette fermentation pro-duit des déchets, dont le CO2. C6H12O6+6O2+36 ADP +36 Pi → 6CO2+6H2O+30 ATP+énergie thermique. Un second mécanisme utilisant le CO2 aurait ensuite été inventé: la photosynthèse, utilisant comme source d'énergie l'énergie solaire, pour rejeter du dioxygène. CO2+H2O énergie lumineuse → O2+H2O. Ce dioxygène sera ensuite utilisé lors de l'invention d'un troisième mécanisme: la respiration, qui produira comme déchets le CO2. Voilà que le cycle oxygène-CO2 est bouclé.

Quelques autres théories existent actuellement: ■ Le gène nu : théorie de Carl Sagan selon laquelle

une protomolécule d'ADN, associée à une protéine, évolue dans un milieu dilué de matières orga-niques.

■ Le monde ARN, où l'ARN, dont on a découvert les capacités de duplication, serait apparue avant l'ADN, mais l’instabilité de ces molécules peut remettre en question cette théorie.

■ Les abysses: le berceau de la vie serait située au fond des mers.

■ Les argiles et les cristaux : la vie serait apparue grâce à ces matériaux inorganiques capables de duplication et d'évolution. Pour cette théorie, nul besoin d'atmosphère particulière, ni de soupe orga-nique particulière.

Stanley Miller lors de son expérience.

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La vie … Extrême

On a baptisé comme “extrêmophiles” ces organismes limites du vivant, qui se développent optimalement dans des environ-nements où les conditions physico-chimiques sont insoute-nables pour le reste des êtres vivants. Ces conditions mettent à l'épreuve les propriétés de stabilité et de fonctionnalité des macromolécules biologiques. Comment font-ils pour survivre ? Des études de biologie moléculaire montrent que ces microbes sont prodigieusement bien adaptés aux condi-tions extrêmes et que leurs molécules ne sauraient fonctionner dans des milieux plus doux. De là, l'intérêt biotechnologique que les extrêmophiles ont suscité. Mais surtout, la découverte des extrêmophiles et des nouvelles limites de la vie sur Terre a permis d'aborder la question de la vie extraterrestre de façon rigoureuse. Certains microorganismes de notre planète seraient parfaitement capables de vivre dans les conditions environne-mentales qui existent dans quelques régions d'autres planètes et satellites, ou d'y avoir existé dans le passé. L'étude des mi-croorganismes des environnements extrêmes a ainsi ouvert des nouvelles perspectives pour aborder la question des origines de la vie et pour l'exploration de

Au cours des 30 dernières années, nous avons as-sisté à la découverte d'une extraordinaire diversité de microorganismes habitant des milieux que l'on croyait auparavant hostiles à la vie. Aujourd'hui, on sait que la vie microbienne s'étend sur Terre par-tout où l'on trouve l'eau à l'état liquide, des calottes polaires jusqu'aux sources hydrothermales sous-marines, à l'intérieur de la croûte terrestre...

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Comme leur nom l'indique (halos signifie sel en grec), les halophiles sont des organismes appartenant aux archées ou aux bactéries, résistants à la présence de sel à de fortes concentrations dans leur milieu (halotolérance), ou qui en ont besoin pour vivre (halophilie obligatoire). Des expériences ont montré que les halophiles se développent de façon opti-male dans des eaux contenant 4mol/L de NaCl (soit 250g/L), et meurent dans des milieux contenant moins de 1mole de sel (60g/L, soit deux fois plus que les océans). Ces organismes peuplent des lieux comme les marais salants, ou des aliments à forte teneur en sel, et apprécient les milieux basiques (Natrococcus vit à un pH de 9,5). La concentration en halophiles peut être telle que l'oxygène dissous est rapide-ment épuisé, conduisant à l'anoxie du milieu. Ces organismes étant strictement aérobie, il leur faut pouvoir produire de l'én-ergie en l'absence d'oxygène. La Halobacterium salinarum y parvient grâce à la bactériorhodopsine, qui permet de produire de l'ATP sous l’effet de la lumière.

L’antarctique, un territoire peu propice à la vie., où l’on a déjà relevé des températures allant jusqu’à -89°C!

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Certaines bactéries résistent à des pressions auxquelles même les sous-marins les plus perfectionnés ne peuvent aller: ce sont des piezophiles (ou barophiles). Dans le cas de la bactérie E.Coli, sa membrane laisse librement passer l'eau en prove-nance du milieu extérieur, de façon à ce que la pression soit équilibrée de part et d'autre de la membrane. E.Coli supporte ainsi 300 atmosphères. Ces organismes sont pour la plupart psychrophiles, étant donné de la faible température de l’eau sous ces pressions.

Pour survivre à ces conditions difficiles, ces organismes doivent s’adapter pour produire l’énergie nécessaire à leur fonctionnement. Deux types d’organismes sont connues:

Les organismes autotrophes, c'est à dire capables de synthéti-ser par elles-mêmes les matières organiques qui les composent à partir d'autres élements minéraux, leur seule source de car-bone étant le CO2 de l'atmosphère. On a une réaction de type 6CO2+6H2O+énergie lumineuse→ C6H12O6+6O2, avec G°=2872KJ/mol

Les fumeurs noirs sont des évent hydro-thermaux situés à proximité des dorsales océaniques.

Certains organismes sont capable de vivre en milieu particulière-ment chaud: ce sont des hyperthermophiles. On les trouve dans les régions volcaniques et dans les sources hydrothermales. La plupart sont des archéobactéries provenant des fonds marins, comme le Pyrobolus Fumarii trouvé sur un “fumeur noir” de l’atlantique, avec 106°C pour température de développement op-timal. Les hautes températures devraient briser ou du moins dénaturer les protéines composant ces bactéries. C’est la configuration spatiale d'une molécule qui est la clé de son fonctionnement.

D’autres organismes sont capable de survivre sous des tempéra-tures négative. L’antarctique, où la température de -89°C a été relevée, est peuplée de nombreuses espèces animales et de lichen, néanmoins, peu d’organisme peuvent survivre à des températures moyenne inférieures à -15°C. En effet, lorsque la glace entoure la cellule, elle l’écrase et l’endommage.

Afin de palier à ce problème, les organismes doivent évoluer. Cer-taines bactéries psychrophiles empêchent la formation de cristaux de glace et évitent les dommages cellulaires, en synthétisant des protéines ou des sucres antigel. C’est le cas de certaines bactéries de la famille des Tardigrades, qui ont la faculté d’entrer en crypto-biose. Ils déshydratent presque complètement leur organisme (perte de plus de 99 % de leur eau), remplaçant l'eau à l'intérieur de leurs cellules par un sucre non réducteur, le tréhalose, qu'ils synthétisent. Ce sucre se comporte comme une sorte d'antigel et préserve les structures cellulaires, leur permettant de survivre à une température avoisinant les -200°C, ou au contraire les +150°C. Mais ce procédé est efficace à moyen terme: les tardigrades se sont réveillés au bout de huit ans en laboratoire.

Quand le milieu devient trop hostile, certaines bactéries dupliquent leur ADN et l'enferment dans une petite sphère très dure à la paroi épaisse. Ces spores bactériennes, très pauvres en eau, sont ca-pables de résister à des conditions défavorables durant des milliers d'années voire davantage. Ainsi, en 2005, la Nasa a ainsi découvert et "réanimé" des bactéries prisonnières des glaces de l'Alaska de-puis 32 000 ans !

Un organisme est dit alcalophile lorsque sa survie n’est possible que dans les milieux basiques. L’archée tubulaire halobacterium est capable de vivre dans un mileu ou le pH est supérieur à neuf.

D’autres bactéries survivent exclusivement dans des mileux acides: ce sont des bactéries acidophiles. Ainsi, le cyadinium forme un tapis microbien dans les eaux acides (pH<2-3) à 42° de Lemonade Spring (Yellowstone).

Certaines bactéries prolifèrent sans oxygène. C'est le cas des ar-chéobactéries méthanogènes. Elles se plaisent dans le tube digestif de certains animaux ou au fond d’eaux stagnantes dépourvues de dioxygène. Pour produire de l'énergie, elles utilisent l'hydrogène pour réduire le gaz carbonique en méthane. 2H2+C02→ O2+CH4

D’autres organismes on choisi “l’immortalité”: le planaria, par exemple, est un vers d’eau douce capable de se régénèrer en dupli-quant son ADN, à partir de cellules souches composant 20% du corps adulte. Ainsi, ce phénomène de régéneration lui permet de “repousser” en quelques semaines lorsque son corps est sectionné.

Le Bdelloid est un organisme femelle survivant à 100 fois la dose de radiations mortelle pour l’homme, et supportant de vivre neuf ans dans un mileu sans eau. Il est aussi capable de “voler” l’ADN des créatures dont il se nourrit.

D’autres organismes ont chosi d’accumu-ler différentes carac-téristiques de orga-nismes étudiés jus-qu’à maintenant. C’est le cas de Dei-nococcus radiodu-rans, capable de survivre à 5000 fois la dose de radiations supportée par l’homme ou encore 10.000 fois la dose d’UV mor-telle, et ce grâce à une conjugaison de mécanismes de réparation et de prévention des dégâts cellulaires. Cette bactérie polyextrêmo-phile peut aussi évoluer dans des milieux acides, toxiques ou des-séchés, et des températures inférieures à -45°C ne font que la désactiver.

On estime que 10% de l’ADN du Bdelloid appartient à 500 autres espèces.

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La zone du système solaire où pression et température permettent la présence d’eau liquide semble un pré-requis à la vie et seule la Terre se trouve dans cette zone. Il est probable que la vie soit apparue sur Terre par ces conditions. La vie existe peut-être dans le cosmos sous forme de molécules rudimentaires qui ne peuvent trouver de terrain fertile pour leur déve-loppement que sur Terre. Quelque soit le scénario que l'on invoque pour l'apparition de la Vie sur Terre, il n'en de-meure pas moins une réalité: cette Vie est apparue très tôt dans l'histoire de la Terre, et elle a par la suite évoluée. Cette évolution a d'abord été très lente et il a fallu 3 milliards d'année avant que n'explose la biodiversité. 3 milliards d'années où pratiquement seules les bacté-ries ont occupé tout l'espace disponible.

Dans notre système solaire, seule la Terre est située dans la zone d’habitabilité de son étoile et possède une forte quantité d’eau liquide, ce qui en fait un terrain d’accueil favorable à l’apparition de la vie

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Vivre dans le système so-laire.

Avant de chercher la vie sur des planètes très loin-taines, les chercheurs ont d’abord sondé notre sys-tème solaire. En effet, s’il semblerait que la vie soit une particularité terrienne de nos jours, il n’est pas

Depuis que l’Homme se pose la question d’une vie en dehors de la Terre, c’est vers la « planète rouge » qu’il pose son regard. Longtemps observée avec curiosité, des missions telles que le programme Viking (terminé en 1982), ainsi que des sondes comme Pathfinder (1997) ou Mars Global Surveyor (1999), nous en on appris un peu plus sur cette planète à première vue hostile. En effet, la température moyenne à la surface de Mars est de -53°C, et son atmosphère, très ténue (la pression au sol est de six millibars, contre un peu plus de mille sur Terre), est composée à 95% de dioxyde de carbone. Mars est un environnement froid, sans eau liquide, et fortement irra-dié. Pourtant, les planétologues pensent qu’au début de leur histoire, il y a quatre milliards et demi d’années, Mars et la Terre ont pu connaître une évolution similaire.

Mars aurait même développé plus rapidement que la Terre un environnement favorable à la vie même si celui-ci n’aurait pas perduré en raison de la disparition de son atmo-sphère. Des missions spatiales confirment petit à petit cette hypo-thèse. En 2003, la NASA lance la mission Mars Exploration Rover (MER). Encore d’actualité, ce programme constitué de deux robots (Spirit et Opportunity) a permis de trouver des traces de l’action de l’eau liquide, et des sédiments tels que la si-lice, nécessitant un milieu aqueux favorable à la vie pour se former. Ces informations apportées par Spirit sont rapide-ment confirmées par Opportunity qui montre que des roches martiennes se sont formées en partie sous l’action de l’eau liquide.

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Titan et Europe, deux prétendants au titre de planète viables.

D’autres programmes comme le Mars Science Laboratory (NASA) ont permis des avancées ful-gurantes: des scientifiques de la mission, en exami-nant des roches et diffé-rentes couches sédimen-taires du cratère de Gale, exploré par Curiosity, ont prouvés l’existence d’un grand lac alimenté par des rivières pendant des di-zaines de millions d’années, comme l’indi-que Michael Meyer, res-ponsable du programme d’exploration de Mars à la NASA, lors d’une conférence de presse: «  Le cratère de Gale avait un grand lac s’étendant sur 155 kilomètres, peut-être même une série de lacs, suffisamment grand pour avoir existé des millions d’années, le temps de se former, de s’assécher et entre temps d’accumuler assez de sédiments pour former le mont Sharp  [haut de 5,5km]» Ce robot aurait aussi mis en évidence la disparition de

l’atmosphère martienne il y a un peu plus de 3,7 milliards d’années, par l’étude de roche. De plus, une étude IR (spectre d’absorption) suggère une teneur en eau du sol martien équivalent à un peu moins de 3%. Cette eau se trouve dans les minéraux, sous forme de givre aux pôles, ou encore à l’état gazeux (sublimation, traces dans l’atmosphère). D’autres projets comme Exomars (ESA), prévu pour 2016, vont tenter de relier les gaz atmosphériques à une éventuelle vie souterraine, tout en étudiant au sol la géochimie mar-tienne, même si la présence sur place de l’homme semble toutefois requise pour approfondir ces recherches. Mars devient pourtant un objet de désillusion, et même si la NASA concentre ses efforts sur cet astre, des scientifiques se tournent vers d’autres planètes de notre système solaire...

Titan, plus grand satellite de Saturne, est également un bon candidat. En 2005, le module Huygens, baptisé ainsi en l’ho-nneur de l’astronome Christian Huygens, ayant découvert le satellite en 1655, est largué par la sonde Cassini à la surface de Titan, faisant de lui l'objet de construction humaine posé le plus loin dans le système solaire. Le module révèle que les pay-sages de Titan présentent des

similitudes avec ceux de la Terre, de par la présence de brouillards, traces de précipitations, érosions, systèmes flu-viaux, lacs asséchés, paysages côtier et par endroit d’imme-nses étendues liquides. ar une température de -180 °C, ceux-ci ne sont évidemment pas remplis d’eau… On suspecte, du fait de sa morphologie changeante, que sous la croûte gla-cée de Titan se trouve une quantité importante d’hydroca-rbures liquides, notamment du méthane et de l’éthane,

Pourquoi la planète rouge? L'atmosphère de Mars étant très ténue et transparente aux UV, des photons frappent la couche la plus superfi-cielle de mars. Ces photons UV sont assez énergétiques pour casser la molécule d'eau (cette photolyse reste par-tielle, au vu des faibles probabilités que cette réaction se produise). On observe alors une réaction globale: H2O + photon Ultra Violet → H2 + O Étant donné la faible quantité d’eau présente sur mars, il faut plusieurs millions d’années pour observer une oxyda-tion du sol martien. Cet oxygène oxyde les silicates fer-reux, il se produit alors la réaction : 2 FeO + O → Fe2O3. D'où la couleur rouge.

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communicant avec les lacs supérieurs par clathrates. Alors qu’ils seraient gazeux sur Terre, ces hydrocarbures sont pré-sents à l’état liquide sur Titan, du fait de l’importante pression atmosphérique (1,6 fois supérieure à celle de la Terre) et de la température. Des scientifiques de l’université de Vancouver ont récemment déniché sur Terre un site ressemblant beaucoup, d’après eux, à l’environnement de Titan. Il s’agit d’un lac d’asphalte, chauffé entre 35 et 55 °C et qui possède peu ou prou la même compo-sition chimique que les lacs de Titan. L’asphalte est une sorte de bitume, un composé visqueux d’hydrocarbures.

Dans un milieu pratiquement dénué d’oxygène (l’atmosphère de Titan est composée à 98% d’azote et à 2% de méthane), les chercheurs ont découvert l’apparition de bactéries se nourris-sant d’hydrocarbures dont elles extraient les très faibles quan-tités d’eau pour se développer. On peut donc penser que de telles bactéries peuvent se développer sur Titan. Cela dit, l’analogie entre la Terre et Titan a ses limites, puisque la tem-pérature du satellite de Saturne interdit évidemment toute évo-lution biologique. Sauf si les lacs de Titan sont chauffés par une activité géothermique, ce qui reste à démontrer.

La surface de Titan photographiée par la sonde Huygens de l’agence spatiale européenne le 14 janvier 2015. Pour se donner une idée de l’ordre de grandeur, l’objet plat situé sous le centre de l’image et un peu à gauche est située à 85 centimètres de l’appareil et possède un diamètre de 15 centimètres. La surface est composée d’un mélange de glace et d’hydrocarbures. On remarque égale-ment des traces d’érosions qui pourraient s’expliquer par des écoulements de liquide. Crédit: NASA/JPL/University of Arizona.

Vue d’artiste, repré-sentant l’atterrissage de la sonde Huygens sur Titan. Cette image est vraisemblablement fausse étant donné de la forte opacité de son atmosphère et de la géologie de la planète.

Assemblage de clichés pris par la sonde lors de sa descente dans l’atmosphère de Titan.

Reste Europe, l’un des quatre grands satellites de Jupiter, qui cache un océan d’eau liquide sous une épaisse banquise. Robert Pappalardo, responsable scientifique au Jet Propulsion Laborato-ry (JPL) de la NASA, affirme: "Europe est recouverte d'une couche de glace relativement fine, possède un océan liquide sous la glace, en contact avec des roches en profondeur, est géologi-quement active et est bombardée de radiations qui créent des oxydants et forment en se mélangeant à l'eau une énergie idéale pour alimenter la vie". Par ailleurs, la présence de peroxyde d’hydrogène (ou eau oxygénée) véritable moteur à énergie po-tentiel que peuvent utiliser les processus biochimiques de la vie, renforce les espoirs des exobiologistes d’y trouver la vie.

Même si rien n’infirme définitivement la présence de vie sur ces planètes, les recherches et observations ont permis de mieux comprendre Mars et Titan, leurs compositions, leurs atmo-sphères, les réactions chimiques qui s’y opèrent, et de nom-breuses autres informations. De plus, comme les chercheurs pensent que la Terre, à une certaine époque, a ressemblé à la planète et au satellite, toutes ces découvertes nous permettent, par extension, de mieux comprendre notre planète bleue, et les conditions qui ont favorisés l’apparition de la vie.

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pressurisée. La faible absorption des rayons UV ainsi que l’absence d’atmosphère peuvent se révéler dangereux. Nous avons testé le comportement de l’eau dans le vide, à l’image

de la faible pression atmosphé-rique pouvant régner sur la planète (voir page 16). ■Le manque d’eau, d’air et de ressources. L’eau et l’air peuvent être recyclés (traite-ment des urines,...) et même produits (arbres sous serre, extraction de glace,...). Les ressources minérales comme les métaux peuvent être direc-tement explotés sur la planète.

Mais les ressources alimentaires pourraient être plus compliquées à produire.

Ces contraintes imposeraient de vivre dans un milieu clos, sans grande autonomie.

Nous consommons actuellement l’équivalent d’une Terre et demi, et nous devrions en consommer deux d’ici 2020. Afin de ne pas mettre en péril notre survie, on peut penser à partir vivre autrepart que sur Terre. Imaginons que - comme le projet Mars 500 nous le laisse suggérer - l’humanité décide de coloniser une planète telle que Mars, comment s’y pren-drai-t-il? Le principe de colonies peut être retenu, mais il se heurte à de nombreuses contraintes:

■ Les conditions de vie: La pression et la température régnant sur les planètes du système solaire ne per-mettraient pas de sortir sans combinaison

« Si l'humanité veut avoir un avenir à long terme, il faut que son horizon dépasse celui de la planète Terre. Il

n'est pas possible que nous con-tinuions à nous regarder le nombril et à miser sur une planète surpeu-plée et de plus en plus polluée. »

Stephen Hawking

Depuis de nombreuses années, l’humanité toute entière vit à crédit: son empreinte écologique dépasse la biocapacité de la Terre. Il est donc nécessaire de trouver une nouvelle planète afin d’avoir plus de place et de ressources, et éviter une situation critique sur Terre.

Vivre ailleurs…

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Expérience n°1: Nous avons versé environ 50mL d’eau dans un bécher. Après avoir recueilli des mesures telles que la température de l’eau (ici 31,0°C, ou la pression atmosphérique (environ 1012mbar), nous avons placé le contenant dans sous une cloche, on nous avons créé du vide. En l’espace de quelques dixièmes de seconde (le temps de faire le vide) l’eau se met à bouillir. Ce phénomène est dû aux pro-priétés de l’eau, qui se comporte différemment en fonction de changements de température et de pression. Ainsi, si vous décidiez de vous aventurer sur la surface martienne, votre sang risque d’avoir le même comportement que l’eau dans notre expérience, étant donné de l’atmosphère très ténue de la planète rouge… sans parler des risques de pressurisation.

Ce graphique représente les différents états de l’eau en fonction de la température et de la pres-sion. Sur Mars par exemple, au vu de son climat, l’eau est uniquement présente à l’état solide, alors que la Terre possède un climat favorable à la présence d’eau liquide, indispensable à la vie.

En plus de la différence importante de pression entre Mars et la Terre, il se trouve que la Terre se trouve en plein dans la “zone habitable” du sys-tème solaire, Mars se trouvant à sa lisière. Il y a donc en plus une forte différence de température entre ces deux corps.

Il faut donc trouver une autre solution, moins contraignante, ou cette situation ne serait qu’une étape ponctuelle. Pour cela, l’humanité peut avoir recours à la terraformation. De nombreux projets se portent évidemment sur Mars, notre plus proche voisine. Bien qu’aujourd’hui la planète rouge ne possède qu’une faible atmosphère et qu’aucune trace de vie n’aie été détectée, Mars pourrait bien devenir un jour une autre planète bleue, d'autant plus que des paramètres aussi importants que son inclinaison orbitale, sa période de révolution, sa gravité, sa distance au Soleil et l'aspect phy-sique de sa surface sont finalement assez proches de ceux de notre planète. La première étape de la terraformation consiste à augmenter la concentration en CO2 dans l'atmosphère martienne, de manière à profiter de l'effet de serre, qui va entraîner une augmentation progressive de la température. Bien sûr, l'atmosphère martienne contient 96 % de CO2, mais il est en quantité bien trop faible pour enclencher ce processus. Il existe cependant à la surface de la planète d'autres réser-voirs de gaz carbonique, comme le régolite martien (le sol martien) ou les calottes polaires. Mars contiendrait assez de CO2 pour obtenir une pression atmosphérique de 400 à 500 mbars, soit environ la moitié de la pression terrestre.

Si l'homme parvient à initier le processus, le système fonc-tionnera ensuite de lui-même. On parle d’effet de serre est galopant. Une étude du planétologue Christopher McKay estime que l’élévation de la température de la calotte polaire sud de 4°C suffirait à lancer le processus. Pour libérer le CO2 de la calotte, McKay propose d'utiliser des immenses miroirs spatiaux qui concentreraient la lumière du Soleil pour la focaliser sur la calotte, ce qui provoquerait une augmentation d’environ 5°C de la température. Des gaz tels que les chlorofluorocarbures (CFC), dont l'effet de serre peut-être 10 000 supérieur à celui du dioxyde de carbone, peuvent être rejetés pour accélerer le processus. Les CFC ont été interdits sur Terre, car ils menaçaient la couche d’ozone. Mars n’en possède pas, mais cette absence fait que l’atmosphère martienne n’absorbe aucune radiation. Or, les molécules de CFC sont facilement détruites par les rayons UV. Une parade possible serait d'injecter dans l'atmosphère des molécules insensibles aux UV, comme le perfluorométhane (CF4) dont la durée de vie est particuliè-rement importante (100 à 10 000 ans). Des microorganismes peuvent aussi jouer un rôle dans cette étape, notamment les organismes extrémophiles (voir p.9). Si 1% de la planète est recouverte de ces bactéries, mille mégatonnes de méthane et d'ammoniac seront Page 16

Ces paysages de carte postale pourraient bien être pré-sents sur Mars dans un avenir proche…

chaque année, ce qui élèvera la température de 10 °C tous les 30 ans. Le méthane et l'ammoniac fourniront une meilleure protec-tion contre les UV, même si leur durée de vie est d’une dizaine d’années seulement. L'homme pourra alors marcher librement à sa surface sans com-binaisons pressurisées, mais il lui faudra porter des vêtements thermiques et un masque à oxygène.

Il faut maintenant entamer la seconde étape: rendre la planète vivable. Il faut tout d’abord activer l'hydrosphère de la planète, c'est-à-dire redonner à Mars un cycle de l'eau complet. Les ré-serves en eau de la planète Mars se révèlent insuffisantes (moins de 3%) pour rendre cette planète vivable à l’échelle humaine. On pourra tenter d'importer de grandes quantités de glace d'eau en exploitant les comètes par exemple. La vapeur d'eau libérée va contribuer à l'effet de serre et se condensera par endroits pour former des nuages, et le cycle de l’eau sera rétablit, donnant naissance à un immense océan.

Il faut ensuite oxygéner la planète. On pourra disséminer à la surface de Mars des cyanobactéries, habituées à vivre dans des conditions extrêmes. Ces dernières devront dans un premier temps amener la pression partielle en oxygène à la valeur seuil de 1 mbar. A ce moment là, les plantes supérieures pourront se développer librement à la surface de Mars. Ces plantes, modifiée génétiquement, seront acclimatées aux rudes conditions mar-tiennes et produiront encore plus de dioxygène. La pression par-tielle en dioxygène finira par dépasser les 120 mbars, quantité suffisante pour que les premiers martiens puissent respirer en autonomie.

Il faudra compter 900 ans pour terraformer Mars. Au bout de cette période, la planète rouge sera devenue une seconde planète bleue, source d’une nouvelle civilisation.

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Avant de s’intéresser à la recherche d’exoplanètes, il est nécessaire de définir ce qu’est une planète et par extension, une exoplanète. Une planète est un objet, en orbite autour du Soleil, qui a une forme presque sphérique et qui a élimi-né tout objet se déplaçant sur une orbite voisine. Une exo-planète est une planète extérieure au système solaire, en orbite autour d’une étoile.

A ce jour, nous avons découvert plus de 1876 exopla-nètes de type très différents, appartenant à plus de 1181 systèmes planétaires, donc 475 systèmes multiples. Ce do-maine de la recherche est en évolution constante, et les nou-velles découvertes sont annoncées en temps réel sur le site L’Encyclopédie des planètes extrasolaires. La première exoplanète fut découverte en 1995, par des scientifiques suisses : il s’agit de 51-Pegase, aussi appelée 51 Peg b.

Avant de s’intéresser à un objet céleste, il est au préa-

Les exoplanètes

Pour cela, les scientifiques étudient la masse de l’objet considé-ré. Celui-ci est considéré comme une planète si sa masse est infé-rieure à treize fois la masse de Jupiter, soit plus de 4100 fois la masse de la Terre (soit environ 2.5.1028 kg). En revanche, un objet est considéré comme une étoile si sa masse est de plus de 8% de celle du Soleil, soit environ 2.1030 kg. Entre ces deux bornes, les objets célestes sont ce qu’on appelle des naines brunes, qui tirent leur énergie de la fusion du deutérium, un isotope de l’hydrogène, contrairement aux étoiles qui tirent leur énergie de la fusion de l’hy-drogène. Il y a plusieurs types d’exoplanètes, qui se divisent en deux catégories: les telluriques et les planètes géantes. Ces deux catégo-ries se divisent en plusieurs groupes. (voir page suivante).

À quoi ressemble t-elles? Sont-elles diffé-rentes des planètes de notre système solaire? Comment les chercher et les trouver? Tout autant de questions que l’on se pose, et dont on connaît aujourd’hui la réponse.

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Comment les trouver?

Il existe de nombreuses méthodes pour trouver des exo-planètes. Certaines sont spécifiques à un type bien précis d’exoplanètes, d’autres plus ou moins précises. Coup d’oeil sur ces techniques qui ont révolutionnées notre perception de l’univers…

L’imagerie directe: Cette méthode est loin d’être facile, dans la mesure où la planète que l’on veut observer est noyée dans la lumière de son étoile. La Terre, par exemple, est un milliard de fois moins brillante que le Soleil, en comparaison. Mais deux méthodes ont déjà porté leurs fruits. Le principe de la première est de simuler une éclipse de l’étoile en masquant sa lumière, ne laissant apparaître plus que sa couronne, à l’aide d’un coronographe. Ainsi, la pla-nète peut paraître plus lumineuse. Puis, l’ensemble Etoile-planète est observé à l’aide de l’interférométrie infrarouge, dite à « franges noires ». En effet, dans le domaine infra-rouge le contraste entre la luminosité de la planète et la lu-minosité produite par l’étoile est moins gênant, puisque même s’il reste important, la planète est plus visible puis-qu’elle réémet la lumière qu’elle a absorbée, sous forme de chaleur. La seconde méthode consiste à observer l’ensemble Étoile-Exoplanète avec un interféromètre à deux télescopes, qui permettent d’obtenir une image finale plus précise. Si l’éto-ile a un compagnon, on constate des anomalies dans l’image finale.

Cette méthode s’applique plutôt aux exoplanètes froides, puisqu’il faut que la planète soit suffisamment loin de son étoile pour que les deux objets célestes puissent être séparés dans l’image finale.

La méthode des pulsars:

A partir des années 1970, les scientifiques commencent à s’intéresser à un autre type d’étoile: les pulsars. Il s’agit du dernier niveau d’évolution d’une étoile massive, qui a épui-sé tout son combustible nucléaire (hydrogène et son hélium, ainsi que d’autres éléments dont elle a réalisé la synthèse). L’étoile devient alors une supergéante, c’est-à-dire qu’elle devient très peu dense, très lumineuse et très étendue. Ce qui restait au centre de l’étoile s’effondre sur lui-même et transforme l’étoile en une étoile à densité très élevée (la masse du soleil dans un diamètre d’une vingtaine voire une quinzaine de kilomètres) : une supernova. Cette dernière éjecte la plupart de la matière qui la constitue. C’est dans ce cas-là que l’on parle de pulsars. Ces derniers émettent un rayonnement radio très puissant. Ce rayonne-ment radio est un signal périodique, de périodes de l’ordre de la milliseconde à quelques dizaines de secondes. On peut ainsi détecter des planètes dans leur entourage en observant des éventuelles variations dans la période du pulsar. devrait laisser que peu de chance quant au développement de toute espèce de vie. Cette méthode, également nommée méthode du chronométrage, est la plus sensible pour recher-cher des exoplanètes.

Première image d’une

Un exemple de coronographie

Tapez pour saisir le texte

Grâce à cette technique, les scientifiques ont déjà détecté des exoLunes. Jusqu’à présent, cette méthode a permis plutôt de découvrir des exoplanètes chaudes. En effet, elle est plus simple lorsque la pla-nète est proche de son étoile. Cependant, cette méthode ne permettra pas, a priori, la décou-verte d’exoplanètes habitables. Le rayonnement électromagné-tique du pulsar ne devrait laisser que peu de chance quant au dé-veloppement de toute espèce de vie.

Les vitesses radiales: Dans les années 1990, est mise au point une nouvelle méthode : la Spectroscopie Doppler (ou méthode des vitesses radiales). Il s’agit de mesurer la vitesse radiale d’une étoile, c’est-à-dire la vitesse de cette étoile par rapport à l’observateur et dans notre cas, par rapport à la Terre, en fonction du temps. En effet, selon la loi de l’interaction gravitationnelle, formulée par Newton en 1666, deux points matériels exercent l’un sur l’autre des forces attractives de même direc-tion, de sens opposés et de

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Par conséquent, tout au long de son orbite, une planète attire son étoile. L’étoile bouge donc légèrement par rapport à la Terre. Grâce à la théorie de l’effet Doppler-Fizeau et aux ins-truments disponibles, les chercheurs sont actuellement capables d’estimer des variations de l’ordre d’un mètre par seconde. Dans le cas d’ondes lumineuses, on parle d’effet Doppler-Fi-zeau. Ici, lorsque la Terre et l’étoile s’éloignent, on observe un “décalage vers le rouge” dans le spectre de l’étoile. Si la Terre et l’étoile se rapprochent, on observe un “décalage vers le bleu”. A noter que cette méthode ne peut être utilisée si l’orbite de l’exoplanète considérée est perpendiculaire à l’axe défini par la Terre et l’astre. En effet, dans ce cas particulier, la vitesse ra-diale de l’étoile est nulle. La vélocimétrie s’applique davantage aux exoplanètes chaudes qu’aux exoplanètes froides. En effet, la force qui attire l’étoile vers la planète, est d’autant plus im-portante que la planète est proche de l’étoile. Ainsi, les vibra-tions de l’étoile seront plus importantes et donc plus facilement décelables.

Grâce à la méthode des vitesses radiales, les astrophysiciens peuvent connaître la période orbitale de la planète, la luminosité ainsi que la masse de l’étoile. Cette méthode permet également d’avoir une idée de la masse de la planète, car elle fournit une limite inférieure de cette masse. En effet, cette technique permet le calcul du produit de la masse de la planète multiplié par le sinus de l’angle d’inclinaison de l’orbite par rapport à la Terre. Cependant, elle ne donne aucune information quant aux carac-téristiques physiques de la planète. C’est pourquoi, en sep-tembre 1999, une nouvelle technique est mise au point et une

planète est détectée grâce à cette méthode appelée méthode des transits.

La méthode des transits: Cette technique part du principe que si l’orbite d’une pla-nète croise l’axe Terre-Étoile, elle obscurcit une partie de son astre, de la même manière que la Lune bloque la lu-mière du Soleil lors d’une éclipse du Soleil. Cette particula-rité est appelée « transit ». Ainsi, pendant la durée du tran-sit, le flux lumineux reçu par la Terre baisse légèrement. Lorsqu’une planète de la taille de Jupiter passe devant une étoile, le flux lumineux diminue d’environ 1%. Lorsqu’il s’agit d’une planète de la taille de la Terre, à savoir dix fois plus petite que Jupiter, la baisse est de 0,01%. Cette varia-tion est aujourd’hui décelable. Cette méthode nécessite le passage de la planète devant l’étoile. Cet évènement est d’autant plus probable que la planète est grosse. Enfin, il y a plus de chance que le transit ait lieu si la distance séparant la planète de l’étoile est faible. Ainsi, la méthode des transits s’applique plutôt aux exoplanètes chaudes. La méthode des transits planétaires permet de calculer le diamètre de l’exoplanète et donc de calculer son volume. Avec cette technique, les scientifiques arrivent également à connaître l’inclinaison du plan orbital par rapport à la Terre. En combinant cette méthode à la méthode des vitesses ra-diale. En réalisant une expérience d’optique simple, nous avons simulé cette « méthode des transits ». (voir expérience)

A l’aide d’une lampe, d’un pendule et d’un luxmètre, nous avons mesuré la variation du flux lumineux lorsque le pendule passe devant la lampe. On observe sur le graphique obtenu grâce au luxmètre une diminution du flux lumineux émit par la lampe lorsque le pendule passe devant celle-ci. Cette expérience se rapproche assez de la vision théorique de ce phénomène. Ainsi, lorsqu’une exoplanète passe devant son étoile, on observe le même phénomène: le flux lumineux de cette dernière diminue.

Résultat de l’expérience Résultat théorique

Expérience n°2:

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La microlentille gravitationnelle: Cette méthode est une application du principe de la relativi-té générale d’Albert Einstein. Elle permet de mettre en évi-dence des astres peu lumineux. En effet, lorsque des rayons lumineux passent à proximité d’objets massifs, ils se courbent, et concentre le flux lumineux. Ainsi, en 1917, des scientifiques ont montré par la pratique ce que la théorie prédisait. Par extension, cette méthode permet de détecter des pla-nètes autour de l’étoile lentille. En effet, si l’étoile compo-sant la microlentille possède une planète en orbite autour d’elle, on observera une anomalie dans la courbe de lumière de l’étoile source lors du passage de la planète devant cette étoile à faible luminosité. La méthode des microlentilles gravitationnelles étant au paroxysme de son efficacité lorsque la distance entre la pla-nète et l’étoile est de un rayon d’Einstein, soit environ deux distances Terre-Soleil, elle permet surtout de détecter des exoplanètes froides.

C’est avec cette méthode qu’en 2006, une équipe de re-cherche du CNRS et de l'Institut d‘astrophysique de Paris ont identifié la première planète extra solaire dont la masse est comparable à celle de la Terre. Elle reste encore au-jourd’hui l’un des objets les moins massifs que l’on ait dé-tecté autour d’une étoile « normale » (et pas d’un pulsar), avec ses 5,5 masses terrestres.

Expérience n°3

Voici une expérience résumant cette technique: Nous avons utilisée une lampe comme source lumineuse

remplaçant l’objet observé par le télescope, deux lentilles de convergences différentes, l’une à côté de l’autre se chevau-chant légèrement (celle à la plus forte convergence repré-sente l’étoile lentille, l’autre son satellite) , d’un portique pour soutenir les lentilles et d’un luxmètre.

Le principe de cette expérience était de faire passer de-vant le luxmètre et la lampe les deux lentilles de façon à ce que la lumière traverse successivement la lentille avec la plus grande convergence, les deux lentilles en même temps, et ensuite la lentille avec la faible vergence. On mesure les variations de la lumière avec le luxmètre puis on interprète ces résultats à l'échelle de l’univers.

Lorsque le rayon lumineux traverse la der-nière lentille, on observe sur le graphique obtenu que l’intensité de lumière reçu par ce dernier dimi-nue progressivement . Il se produit le même phéno-mène à l'échelle de l'uni-vers lorsque la planète finit son passage devant l’objet observé. On a pu ainsi mettre en évidence la pré-sence d’une exoplanète autour d’une étoile.

Lorsque le rayon lumineux traverse la première lentille , on observe sur le graphique obtenu, grâce au luxmètre, que l’intensité de lumière reçue par ce dernier augmente. Il se produit le même phéno-mène à l'échelle de l'univers lorsque devant l’objet observé (source de lumière intense) passe une étoile moins lumineuse.

Lorsque le rayon lumineux traverse les deux lentilles, on ob-serve un pic de luminosité. Il se produit le même phénomène à l'échelle de l'univers lorsque l’étoile, moins lumineuse que l’objet observé, et sa planète satellite passent devant cette objet.

Quitter la Terre:

Pour l’instant, cette possibilité reste un rêve dans l’espr-it des hommes de sciences, car le seul objet où l’homme a pu poser le pied était la Lune, en 1969, en orbite à seule-ment 400.000 kilomètres de la terre. Un simple voyage vers Mars imposerait de faire 140 fois cette distance!

La propulsion chimique, aujourd’hui utilisée, serait peu adaptée aux voyages interstellaire: si l'éjection de gaz chauds issus de combustion procure une poussée suffisante pour se défaire de l’attraction terrestre, l’importante consommation de carburants ainsi que la faible vitesse de propulsion (quelques kilomètres par seconde), ne permet-traient pas de dépasser notre homologue.

Il faut donc rechercher d’autres moyens de propulsion.

Le principe reste toujours le même: éjecter de la matière avec un débit le plus important possible pour transmettre une forte poussée au vaisseau (action-réaction).

La méthode chimique, soit la transformation d’énergie chi-mique en énergie cinétique est pratiquée depuis longtemps. Il a fallu néanmoins attendre le développement de missiles militaires durant la seconde guerre mondiale pour ouvrir la voie à une utilisation spatiale de ce procédé. Aujourd’hui, la totalité des fusées y ont recours. La poussée est obtenue via la compression d’ergols solides ou liquides.

En ce moment même, les télescopes traquent sans relâche les nombreuses exoplanètes de notre région de la galaxie. Si

La détente des gaz chauds issus de leur combustion provoque la poussée nécesssaire à l’accéleration de la fusée. L’avantage de ce procédé est qu’il génère une importante énergie ( 13kN pour le décollage d’Ariane 5). Son point faible est sa forte consom-mation qui oblige à en embarquer une importante quantité. Par exemple, pour l’envoi d’un satellite de 10 tonnes en orbite géo-stationnaire, l’Ariane doit embarquer plus de 650 tonnes d’ergol!!! Et pour une mission habitée, c’est plusieurs centaines de tonnes qu’il faut lancer! Une capacité hors de portée des technologies actuelles. Il existe cependant des façons de contourner ce problème. Celle, déjà employée pour les satel-lites, de n’utiliser la propulsion que pour le décollage et le frei-nage, puis se faire assister par les corps célestes qui

Qu’est ce qu’un ergol???

Un ergol, dans le domaine de l'astronautique, est une substance homogène employée seule ou en association avec d'autres sub-stances et destinée à fournir de l'énergie. Les propriétés re-cherchées des ergols sont :une densité élevée (pour réduire le volume des réservoirs), une température d'ébullition la plus élevée possible (en lien avec la faible pression en altitude), une énergie de combustion élevée, et des produits de combustion stables.

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Nous ne sommes peut-être pas si loin de la science-fiction…

“catapulteront” le vaisseau jusqu’à son objectif, à moindre frais. Mais cette méthode impose de nombreuses contraintes, notamment celle de programmer le décollage au moment où les positions de chaques corps sont les plus pro-pices, ce qui ne se présente que tous les quinze ans dans le cas de Mars… On pourrait aussi monter la fusée en orbite géostationnaire, là où la gravité est presque nulle, ce qui diminuerai drastiquement les quantités d’ergols à stocker. Certains proposent même de fabriquer le carburant néces-saire au retour une fois sur place, à condition bien sûr que ces ressources soient disponibles. Mise à part ces projets, la faible vitesse d’éjection des gaz ne permettra jamais de quit-ter le système solaire avec cette méthode de propulsion.

L’enjeu est de se débarrasser des centaines de tonnes re-quises pour un voyage. Sachant que la poussée est propor-tionnelle à la masse éjectée et à la vitesse d’éjection, il faut donc augmenter drastiquement la vitesse d’éjection, d’où le développement de moteurs ioniques: c’est la solution plas-ma. Le procédé est simple: le xénon utilisé est chauffé jus-qu’à plusierus centaines de milliers de degrès à l’aide de rayonnements électromagnétiques. Initialement neutre, il se transforme alors en plasma, un mélange d’ions et d’électr-ons. Il suffit ensuite d’agiter électriquement (m-technique des moteurs à grille) ou à l’aide d’un champs magnétique (méthode des aimants. Les particules sont éjectées à une vitesse pouvant atteindre 100km/s, contre seulement 3 pour la propulsion chimique. Mais la poussée est en revanche très faible: quelques Newtons seulement, soit des millions de fois moins que l’autre techique de propulsion. C’est suf-fisant pour propulser une sonde, mais pas pour des vols habités. On peut donc imaginer une fusée doté d’un premier étage chimique pour le décollage et d’un second électrique pour le vol de croisière. Mais dans ce cas, comment faire le voyage retour? D’autres familles de propulseurs à plasma sont à l’étude pour augmenter la poussée, mais il faut aussi résoudre le problème de l’alimentation électrique, qui se réduira au fur t à mesure que l’on s’éloignera du soleil.

La voie du nucléaire à aussi été étudiée. La NASA avait eu pour idée d’utiliser des explosions nucléaires espacées de quelques secondes pour ensuite transmettre l’énergie ciné-tique via un amortisseur, ce qui aurait permis d’atteindre

Pour calculer l’accroissement de vitesse au cours de la phase de propulsion, on utilise l’équation de Tsiolovski, qui fait le rapport entre la masse initiale et la masse finale de l’astronef, et se note ,

v étant la variation de vi-tesse entre le début et la fin de la phase propul-sée considérée, ve la vitesse d'éjection des gaz, mi la masse totale de l'astronef au début de la phase propulsée, mf la masse totale de l'astronef à l'issue de la phase propulsée, étant la fonction logarithme népérien

Le moteur de propulsion VASIMR (Variable Specific Im-pulse Magnetoplasma Rocket), prototype fonctionnant au plasma

une vitesse de 10.000km/s. Les essais nucléaires dans l’espa-ce étant interdits depuis 1963, le projet n’a pas tenu. La NASA délaisse alors la propulsion pulsée pour s’intéresser à la propulsion thermique, une technique qui permet d’obtenir une vitesse d’éjection 3 fois supérieure à la propulsion chi-mique. Le problème est que les gaz éjectés sont radioactifs. Le projet a donc été stoppé pour des raisons environnemen-tales et politiques.

La voile solaire est aussi un grand projet d’avenir. Le concept est simple: les photons envoyés avec le rayonnement solaire font avancer un vaisseau, équipé d’une voile solaire qui réflé-chit ces protons. Le point fort de cette technologie est qu’elle n’a besoin d’aucun carburant. Néanmoins, la voile solaire se heurte à de nombreux problèmes:

■ son efficacité se réduit quand on s’éloigne du soleil. L’idée de la poussée par laser depuis une planète peut résoudre ce problème, n’étant que peu coûteuse, mais pas assez précise ni puissant pour propager le rayon sur les distances d’un voyage interstellaire.

■ La poussée totale exercée par les photons sur la voile solaire est très faible. Par exemple, la sonde Ikaros envoyée par les japonais, équipée d’une voile d'une superficie de 173 m² a subie une poussée mesurée à 1,12 milliNewton (c'est-à-dire 0,114 grammes sur Terre). La force exercée sur la sonde d'une masse de 315 kg permet d'augmenter la vitesse d'une dizaine de m/s seulement au bout d'un mois.

La NASA cherche actuellement à développer une voile solaire très fine (donc légère), mais très réfléchissante. Le projet, baptisé Sunjammer, prévoit une voile solaire de 62500 m^2, soit l’équivalent de 8 terrains de football.

D’autres projets, pour le moment totalement expérimentaux, voire futuristes, sont étudiés, comme la fusion nucléaire, la propulsion par réaction matière-antimatière ou encore le passage par l’espace temps!

La voile solaire: économe mais lent

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D’un projet un peu fou… Lancé en 1960, le projet SETI (Search for ExtraTerrestrial Intelli-gence) a pour objectif de trouver la vie extraterrestre, d’une ma-nière assez peu classique, puisqu’il consiste en une écoute des étoiles. En 1960, Francis Drake cherche à découvrir des ondes radio à mi-cro-ondes pour les signaux provenant d'autres systèmes solaires, et lance pour cela le projet Ozma. Pendant deux mois, celui-ci vise dans la direction de deux étoiles semblables en tout point au Soleil. Le seul canal-récepteur a été accordé à la fréquence des 21 cm (1 420 MHz) ligne de l'hydrogène neutre. Bien qu'il n’ait détecté au-cun signal d'origine extraterrestre - à l'exception d'une fausse alerte provoquée par une expérience militaire secrète - le Projet Ozma de Drake a stimulé l'intérêt des autres dans la communauté astrono-mique. À des programmes de grande ampleur. Alors que les Soviétiques utilisent des antennes omnidirectionnelles pour scruter de grands morceaux de ciels (projets de Troitskii, Kar-dashev,...), comptant sur l’existence d’au moins quelques civilisa-tions évoluées, les USA se concentrent d’avantage sur de petites portions de l’univers, se limitant à l’analyse de quelques amas glo-bulaires et de quelques centaines d’étoiles (OZMA II, MANIA,...).

En 1974, on envoie depuis Arecibo des ondes d’une puissance de 20000 GW, sur une durée de 3minutes et en direction de l’amas globulaire M13, contenant 350000 étoiles, situé à 21.000 années lumières. Ces ondes ont envoyé des messages binaires décrivant l’humanité, et détectable avec nos télescopes actuels.

Les lois de la nature ont conditionné la science, car les lois de la physique quantique sont partout les mêmes. Ainsi, si la vie est un phénomène convergeant dans l'évolution de l'univers, on peut se poser des conditions de quant à son existence.

Sommes-nous réellement seuls?

L'humanité transmet inconsciemment des signaux dans l'espace depuis plus de 50 ans - principalement la radio à haute fréquence, de la télévision, et radar - Nos premières émissions de télévision ont atteint plusieurs mil-liers d'étoiles proches, bien que les téléspectateurs extraterrestres au-raient à construire une très grande antenne (quelques milliers d'hecta-res) pour les détecter. Jusqu'à présent, les chercheurs de SETI n‘ont pas été très intéressé par la radiodiffusion. Les raisons en sont multiples: Pour commencer, nous sommes une civilisation jeune tech-nologiquement. Nous possédons la radio depuis seulement une centaine d'années, alors que les civilisations extraterrestres maîtrise sûrement cette technologie depuis des milliers, sinon des millions, d'années. Par conséquent, puisque nous sommes les petits nouveaux sur ce domaine, il nous incombe d'écouter d’abord. Certains pensent d’ailleurs que la radiodiffusion pourrait être dange-reuse, appelant littéralement

à notre existence. Le problème majeur est que l'envoi de signaux implique beaucoup de patience. Si la civilisation la plus proche se trouve à 100 années-lumière, nous devrons attendre 200 années pour une réponse. L'image simple transmise en 1974 depuis Are-cibo mettra 21000 ans à atteindre l’amas M13. SETI est donc un projet à très long terme. Le Projet Phoenix a pour but de détecter des civilisations extra-terrestres en écoutant les signaux radio qui ont été soit délibéré-ment transmis à notre égard, ou par inadvertance d'une autre pla-nète. Au lieu de numériser l’ensemble du ciel comme de nom-breux autres projets, Phoenix cible les étoiles les plus suscep-tibles d’accueillir la vie à proximité du soleil (moins de 200 an-nées-lumière de distance).Il est peut être possible de détecter l'intelligence non par message adressé, mais par le même genre de «bruit» nous avons accidentellement diffusé au cosmos via des signaux radio, télévision et radar. La masse de toutes les informations recueillies est telle qu’il fau-drait plusieurs années à un superordinateur pour trouver des anomalies. Le projet Seti@Home regroupe des millions de béné-voles dans le monde qui, à l’aide d’un logiciel, analyse ces in-formations. Le programme comptabilise chaque jour 1200 années d’utilisation, soit 2,3 millions depuis le début! Un calcul révolutionnaire: Pour populariser la recherche de civilisations extraterrestres, Frank Drake a résumé dans une équation toutes les conditions nécessaires à l’apparition de la vie intelligente dans l’Univers : N = R* x fp x ne x fl x fi x fc x L où : N est le nombre de civilisations dans la Voie lactée dont les émis-sions électromagnétiques sont détectables ; R* est le taux de formation d'étoiles appropriées pour le dévelop-pement de vie intelligente. Fp est la proportion de ces étoiles possédant des planètes ; Ne est le nombre de planètes semblables à la Terre (avec de l’eau) ; Fl est la proportion de ces Terres où la vie peut se développer Fi est la proportion de ces Terres où la vie intelligente peut se développer ; Fc est la proportion de ces Terres où la technologie permet à une civilisation de communiquer L est la durée de vie d’une civilisation communicante. Si les deux premiers termes sont facilement calculables, il n’en est pas moins que les autres données sont pour le moment totale-ment arbitraires. En 1981, on demande à 5 grands physiciens de déterminer ces facteurs. On voit rapidement apparaître deux opinions: Certains tels que Drake pensent qu’il existe plusieurs milliers de civilisations dans l’univers. Néanmoins, celui-ci se ravisera quinze ans plus tard au vu des conflits mondiaux, réesti-mant N à moins de 600, tout comme Ben Zuckerman, qui l’esti-me à une par million de galaxies. L’astronome Iosef Shklovsky considérait également que ce chiffre pouvait se réduire à 1, par-tant du principe que l’Homme peut disparaître à tout moment, et que l’humanité est encore jeune. Il estime à 100 le nombre de civilisations avancées si notre plus proche voisin ce trouve à moins de 3000 a.l. Pour tenter de répondre à ces questions, un projet titanesque a été organisé: MegaSETI. Les célèbres oreilles d’Arecibo, Nancay, Parkes et d’autres universités analysent plus de 14Millions de sources potentielles, soit 1/10000 du ciel. Les astrophysiciens s’attendaient à quelques découvertes inattendues mais le projet fut avorté au bout d’un an, par soucis d'économies.

Et si nous étions réellement seuls?

“Sommes nous la seule civilisation technologiquement avancée dans l’univers?”. Telle est la question que se pose en 1950 le physicien Enrico Fermi, lors d’une discussion anodine entre collègues. En découle le célèbre paradoxe de Fermi, s'exprimant ainsi :

La Terre est nettement plus jeune que l'Univers (de plu-sieurs milliards d'années), donc des civilisation extrater-restres existent ou ont déjà existé, et ont développés puis entrepris des voyages interstellaires. Il est facile de démontrer que la colonisation de la Galaxie ne nécessite que quelques millions d'années, il devrait donc y en avoir des traces autour de nous, mais nous n'en voyons pas. Donc l'hypothèse de départ est fausse, et nous sommes la seule civilisation technologiquement avancée dans la Galaxie.

Cette hypothèse très controversée fait l’objet de nombreuses objections et contre-objections:

Toutes les civilisations ne sont peut-être pas expansionnistes (agressives, colonisatrices), et peuvent choisir de ne pas coloniser d'autres systèmes. Mais les humains le sont, et il en suffirait d'une seule. Et si le principe d'exclusion biologique (selon lequel deux es-pèces ne peuvent pas partager la même niche écologique) s'applique aux espèces intelligentes, alors il n'y en aura fina-lement qu'une !

Par ailleurs, on peut penser que le temps de colonisation serait extrêmement long. Mais, même avec la technologie de fusées actuelle, il suffi-rait en théorie de quelques siècles pour atteindre des pla-nètes autour des plus proches étoiles, même si pour des rai-sons techniques, le voyage interstellaire n’est pas encore abordable de nos jours. Si on ajoute à cela quelques siècles pour bâtir une nouvelle civilisation et continuer l'expansion, chaque étape prend mille à dix-mille ans. Si on double le nombre de planètes colonisées tous les dix-mille ans, il suf-fit de moins d'un million d'années pour coloniser 10 mil-liards de planètes, c'est-à-dire virtuellement toute les exo-planètes habitables de la Galaxie. Ce procédé d’expansion a déjà été appliqué par les habitants d'archipels d'îles du Paci-fique.

D'autres spéculations incluent la possibilité que des extra-terrestres nous étudient sans se révéler (hypothèse du "zoo cosmique"). Quoi qu’il en soit, nous sommes encore loin de connaître la vérité quant à la résolution de l’équation de Drake.

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Archées (ou archéobactéries): micro-organismes unicellulaires procaryotes (il n'y a pas de noyau dans la cellule), vivant notamment dans des milieux dits extrêmes. Ils pos-sèdent une membrane plasmique plus épaisse que les bactéries, mais un ARN-polymérase proche de celui des eucaryotes.ATP (Adénosine TriPhosphate): Nucléotide servant à stocker et transporter de l’éner-gie, permettant de fournir l’énergie nécessaire aux réactions chimiques des cellules.Caustique: qui attaque les tissus organiquesChimiosynthèse: Conversion biologique de molécules contenant des atomes de car-bone en éléments nutritifs utilisables pour constituer de la matière organique. Les organ-ismes qui la pratiquent utilisent l'oxydation de molécules comme source d'énergie.Clathrates: composés dans lesquels l'eau adopte une structure cristalline qui forme de petites cages pouvant piéger des molécules telles que le méthane et l'éthane qui s’y sta-bilisent. Sur Titan, les clathrates se forment lors de la rencontre de glace (eau) et d’hydr-ocarbures liquides.Dessication: déshumidificaton massive du milieu.Effet Doppler : Lorsqu’un émetteur et un récepteur se déplacent l’un par rapport à l’autre, on observe un décalage entre la fréquence émise par l’émetteur en mouvement par rapport à la fréquence qui serait émise par un émetteur fixe.Enthalpie: quantité de chaleur libérable par un systèmeExobiologie: science qui s'intéresse à la vie dans l'universGéochimie: Science étudiant l’histoire et le comportement des éléments chimiques con-stituant notre milieu, à l’aide des méthodes conjointes de la géologie et de la chimie, afin notamment d’approfondir les problèmes théoriques la répartition de ces élements dans les diverses couches sédimentaires.Interférométrie: Technique instrumentale permettant d’accéder à des mesures d’astr-ométrie en utilisant le phénomène d’interférence des rayons lumineux.Interférences: Phénomène pour lequel la superposition de plusieurs ondes produit lo-calement une intensité différente de la somme des intensités relatives à chacune des ondes.Néguentropie: facteur d’organisation des systèmes physiques, visant à donner une structure, grâce à la consommation d'énergie, à une cellule. Une cellule morte n'entr-etient plus cette néguentropie, donc elle se désagrège. À l’inverse, l’entropie s’explique par une forte désorganisation, qui cause la perte de beaucoup d’énergie qui deviennent non-exploitable.

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CONCLUSION

Nous n'avons donc que de très diverses suppositions sur l'origine de la vie sur Terre. Les progrès scientifiques permettent de connaître de mieux en mieux les exoplanètes. Grâce à des recherches et des projets de plus en plus nombreux, ces avancées conduiront peut-être à la découverte de vie sur ces corps célestes si lointains, comme bien des arguments nous permettent déjà de le supposer. Est-ce que des organismes terrestres pourraient vivre sur des exoplanètes comparables à la Terre ? Cette question reste entière. Mais est-ce que la Science permettra un jour de répondre à ces ques-tions métaphysiques, rien ne nous permet de l'affirmer.

Merci à Mmes Chemin & Babot, ainsi qu’à Mr Majnani pour leur aide et leurs conseils.

Sources: Multimédias:

http://www.lesechos.fr/ http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem

http://www.insu.cnrs.fr/node/4975 http://media4.obspm.fr/exoplanetes/pages_theme-

vie/equation-de-drake.html http://www.sciencesetavenir.fr/

http://www.futura-sciences.com/ http://exoplanet.eu/sites/

http://www.u3p.net/u3p_fr/Accueil_U3P.html http://www.astrosurf.com/

http://www.almaobservatory.org http://www.seti.org/

http://www.lesechos.fr/ http://ssd.jpl.nasa.gov/?sat_elem

http://www.insu.cnrs.fr/node/4975 http://lepoint.fr/

http://www.sciencetvie.com http://lci.tf1.fr

http://cap-sciences.net http://autourduciel.blog.lemonde.fr

http://nirgal.net http://orbitmars.futura-sciences.com/

http://www.astronoo.com/fr http://www.universalis.fr/

http://www.astronomes.com/ Youtube: Scilabus, NASA, ESA, et bien d’autres

encore.

Bibliographie:

Science et Vie n°1167,1157, hors-série n°267

Sciences et Avenir, hors-série, « L’essentiel de la Science », novembre 2013

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Dans le prochain numéro: Robotique: Les progrès de ces dix dernières années.

Biologie: Un remède contre Ebola?

Tabac: Les e-cigarette sont-elles réellement nocives?