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Y-a-t-il de la vie ailleurs ? (si oui, où et comment la détecter ?). Marc Ollivier Institut d’Astrophysique Spatiale d’Orsay. Résoudre l’équation de Drake. • Equation de Drake. • 2 approches - Globale : SETI -> N   "bruyantes" = Ncivil . F  "bruyante" - Pas à pas. L’approche SETI.

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Y-a-t-il de la vie ailleurs ? (si oui, où et comment la détecter ?)

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Y a t il de la vie ailleurs si oui o et comment la d tecter l.jpg

Y-a-t-il de la vie ailleurs ?(si oui, où et comment la détecter ?)

Marc Ollivier

Institut d’Astrophysique Spatiale d’Orsay


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Résoudre l’équation de Drake

• Equation de Drake

• 2 approches

- Globale : SETI

-> N   "bruyantes" = Ncivil . F  "bruyante"

- Pas à pas

Conférence AMA 09 - 0RSAY - 13 octobre 2009 - M.O.


L approche seti l.jpg

L’approche SETI

  • Conséquences immédiates si réussite

  • Absence de signification de l’absence de signal

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Approche pas à pas

…Pleurant, je voyais de l'or, - et ne pus boire.

(A. Rimbaud)

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1) Combien y-a-t-il d’étoiles dans le ciel ?

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Nombre d’étoiles dans la Galaxie

  • Quelques 1011 dans la Galaxies

  • Des milliards de galaxies et des amas de galaxies

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2) Quelle fraction d’étoiles a des planètes ?

A la recherche des exoplanètes…

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Des plan tes par dizaines 13 10 2009 l.jpg

Des planètes par dizaines13/10/2009

Plusieurs milliers d’étoiles surveillées en VR :

Une vingtaine de programmes de recherche au sol et depuis l’espace

par transits et microlentilles gravitationnelles

• 315 systèmes planétaires

• 373 planètes (>300 par VR)

• 39 systèmes multiples :1 quadruple, 1 quintuple

http://exoplanet.eu/

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Des plan tes partout l.jpg

Des planètes partout

  • Autour des étoiles de toutes tailles

    • Type solaire : ex HD 209458 (G0V)

    • Géantes : ex HD 47536 (K1 III : 23.5 R)

    • Naines : ex Gl 581 (M4)

  • Autour des étoiles en fin de vie

    • Pulsar : ex PSR 1257+12

    • Naines blanches : ex V 391 (naine SdB)

  • Autour des objets jeunes : ex 2MASS 1207 (naine brune 5 Mans)

  • Dans les systèmes en formation : ex Fomalhaut

  • Dans les disques de débris : ex Béta Pic

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La diversit des exoplan tes l.jpg

La diversité des exoplanètes

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Des découvertes nombreuses

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Amélioration de la détectivité

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VR : HARPS et filiation

Microlensing gravitationnel

TR : CoRoT et Kepler

Vers les exoplanètes telluriques

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Combien d exoplan tes l.jpg

Combien d’exoplanètes ?

  • Entre 5 et 10 % de planètes géantes, dont 2 % de planètes géantes chaudes (moins de 0.1 u.a. de leur étoile)

  • Peut-être plus ?

  • Satellites des planètes géantes ?

  • Continuité de la distribution en masse

  • Les premières exoplanètes telluriques font leur apparition

  • Total : quelques dizaines de % d’étoiles à planètes ?

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3) Quelle fraction des exoplanètes est habitable ?

De la nécessité de savoir de quoi l’on parle…

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Comment définir la vie ?

  • Un système:

    • structuré (contient de l’information)

    • Reproductif

    • Évolutif : modification aléatoire et sélection du plus performant

      Certes, mais comment la caractériser à distance (détection analyse) ?

      Hypothèse 1 : la vie doit se développer à l’échelle de la planète et modifier son environnement pour être détectable

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Quelle(s) forme(s) de vie envisager ?

  • Un codage chimique de l’information : Chimie du carbone

    • Existance de 2 formes : C réduit (CH4) et C oxydé (CO2) et tous les nombres d’oxydation intermédiaires

  • Chimie du carbone : chimie universelle ?

    • Au laboratoire : 107 molécules (hors ADN) : 105 non carbonées

    • Dans le milieu interstellaire : plus de 80 % de molécules organiques identifiées

  • Une chimie en solution dans l’eau liquide (Brack 93)

    • Solvant polaire ionisant et solvatant

    • Solvant capable d’induire des liaisons par pont hydrogène

    • Solvant à activité modérée (hydrolyse)

    • Solvant résistant aux UV (photodissociation : formation de O3)

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Définir une planète habitable

  • Présence d’une grande quantité d’eau liquide

    2) Présence d’une quantité importante de carbone (CO2, CH4, molécules organiques extraplanétaires)

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Ex : la Terre : origine du carbone réduit

1019 à 1020 kg de C réduit dont 0.01% de vivant

Flux météoritique: taux actuel : 30 T/an

  • 4 % de chondrites carbonnées

  • 4 % de matière organique dans les chondrites carbonnées (dont 5 % solubles dans l’eau)

    -> 50 kg de matière organique par jour

    -> 1014 kg sur 5 Gans au taux actuel de bombardement

    LHB -> x1000 -> 1017 kg de C réduit apporté par les météorites

    Nécessité de réduire le CO2 atmosphérique

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La zone d’habitabilité

Zone où l’eau liquide peut se maintenir à la surface.

Sur une fraction inconnue de cette zone, la planète peut maintenir un biotope, où la photosynthèse et une production biologique est possible (eau et lumière présents simultanément).

Une vie endolithique est possible sans eau à la surface (Mars) ou en dehors de la HZ (Europa) mais semble difficile à détecter à distance

Rosing et al. (2005, 2006)

Océan vaporisé

Océan liquide

Océan gelé

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Zh plan te en quilibre radiatif l.jpg

S

D

A, Rpl, Teff

ZH : planète en équilibre radiatif

PAS DE PRISE EN COMPTE DES GAZ A EFFET DE SERRE NI DE L’ATMOSPHERE NI DES EFFETS DE PHASE NI DU CHAUFFAGE INTERNE

Flux reçu de l’étoile = flux émis par la planète

Avec S: flux de l’étoile,

A: albedo de la planète

D: distance étoile planète

Teff : température effective de la planète (Teq)

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Les param tres qui limitent la zh l.jpg

Les paramètres qui limitent la ZH

• Ensoleillement stellaire variable (soleil jeune ~ 70 % de la luminosité actuelle)

• Limite interne : rôle de l’eau et de l’opacité due aux nuages (albédo)

• Limite externe : rôle des gaz à effet de serre

  • Pas de prise en compte des sources de chauffage interne

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Limites interne de la zh l.jpg

Incertitude sur la position des frontières dues aux nuages

Solar luminosity

Limites interne de la ZH

4

2

time (Gyr)

0

-2

-4

0,5

1,0

1,5

2,0

2,5

3,0

3,5

distance to the Sun (AU)

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Classification spectrale des toiles l.jpg

Classification spectrale des étoiles

Le diagramme Hertzsprung-Russel

Séquence principale

• 90 % des étoiles

• Relation univoque entre :

- Température

- Luminosité

- Masse

- Durée de vie

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Zone d habitabilit et type stellaire l.jpg

Zone d’habitabilité et type stellaire

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Slide26 l.jpg

Habitabilité autour des étoiles M(numéro récent d’Astrobiology)

  • Les planètes dans la ZH sont rapidement phase-lockée par effets de marée - effets sur le climat (Joshi, 1998, 2003)

  • exposition à un flux intense et durable de radiations X-EUV, et vent solaire intense (Scalo et al., 2007), fréquentes CMEs (Kodatchenko et al., 2007) et erruptions

Temperature (K)

Exospheric XUV heating

Kulikov et al., 2006


Finalement quelle fraction habitable l.jpg

Finalement : quelle fraction habitable ?

• Nécessité de calculer la ZH pour chaque système planétaire

• Nécessité d’identifier l’eau et certains paramètres physico-chimique (T, albedo, …)

• Nécessité de faire une observation directe des exoplanètes

  • Combien de planètes habitables détectables ?

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4) Quelle fraction des (exo)planètes est effectivement habitée ?

Du laboratoire aux grands espaces sidéraux…

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Comprendre les processus conduisant à la vie (1)

  • L’expérience d’Urey et Miller :synthèse d’acides aminés à partir d’une atmosphère abiotique “primitive” réductrice

    • Ammoniac

    • Hydrogène

    • Méthane

    • Eau

    • Énergie

      Formation de nombreuses molécules organiques complexes en une semaine

      PB : marche avec plusieurs types d’atmosphères mais ds conditions particulières (acidité)

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Comprendre les processus conduisant la vie 2 l.jpg

Comprendre les processus conduisant à la vie (2)

  • Les difficultés de l’approche analytique

    • Inconnue sur la nature exacte de l’atmosphère primitive (composition + conditions physico-chimiques)

    • Difficulté à passer des briques organiques aux premiers organismes vivants

    • Unicité des chemins ?

    • Rôle des processus d’évolution (longue durée ou catastrophiques)

    • Information parcellaire et parfois biaisée.

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I dentifier la vie primitive et comprendre son volution l.jpg

L’arbre de la vie

Ciliés

Dinoflagellés

Apicomplèxes

Straménopiles

Algues rouges

Eukarya

(eucaryotes)

Entamoeba

Slime moulds

Champignons

Amibes

Kinétoplastides

Euglena

Animaux

Trichomonadines

Plantes

Diplomonadines

Microsporidies

Sulfolobales

Thermoproteales

Thermococcales

Archaea

(archées)

Thermoplasmales

Archaeoglobales

Chlamydiales

Protéobactéries

Halobactériaceae

Spirochètes

Bacteria

(bactéries)

Bacteroides

Methanopyrales

Vertes du soufre

Methanomicrobiales

Methanobactériales

Cianobactéries

Low GC

High GC

Gram positives

Thermus / Deinococcus

Aquificales

Thermotogales

Planctomyces

Vertes (non du soufre)

ARNr 16S/18S

Identifier la vie primitive et comprendre son évolution

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Les extr mophiles l.jpg

Pyrolobus fumarii

Mid-Atlantic Ridge

113ºC

Les extrêmophiles

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Explorer l’environnement terrestre proche : Mars

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La « révolution » Mars Express / OMEGA

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Chercher la vie sur Mars

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La vie sur Europa ?

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La vie hors système solaire

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Approche observationnelle Critères d’habitabilité effective (1)

  • Critère de détection à distance et détermination de la composition chimique de l’atmosphère (critère spectroscopique)

  • Critère fiable

    • Pas de faux positif

    • Critère sélectif

    • Pas de modèle paramétrable avec paramètres ad hoc

  • Exhaustivité pas indispensable

    • Les faux négatifs sont acceptés

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Recherche de l’éthanol (alcool éthylique)

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Approche observationnelle Critères d’habitabilité effective (2)

• Déséquilibre thermodynamique

- Lovelock (1975)

sur Terre : gaz hors équilibre <=> origine biologique

(ex: CH4/O2)

- pas de fondement physique mais correct empiriquement

(Sagan - Observations avec Galileo)

• CH4 + H2O

- sur la Terre primitive : [CH4] = 10-4 <- abiotique

[CH4] = 10-2 <- biotique

- un possible “critère” (faible : Kasting 1993)

• CO2 + O3 + H2O (Owen, Léger, Selsis et al.)

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Dégagement de O2 comme critère de vie

• Développement à grande échelle => beaucoup de carbone

organique (partiellement réduit)

• matériau abondant : CO2 (complètement oxidé)

Besoin de réduire C à partir CO2

CO2 + 2 H2O + énergie -> (CH2O) + O2 + H2O

photons, chaleur du manteau

• O2 : gaz très réactif (/rochers, /gaz volcaniques)

-> disparaitrait (~ 5 Myr) si pas régénéré

(ex: FeO -> Fe2O3)

La présence massive de H2O et O2 dans une atmosphère planétaire

peut être un bon critère pour une vie basée sur la chimie du carbone

(Owen 1980)

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O3 comme traceur de O2

  • O3 marqueur logarithmique de 02 (Léger et al. 1993)

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Crit re d habitabilit dans le syst me solaire l.jpg

Critère d’habitabilité dans le Système Solaire

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Selsis & Tinetti (Darwin proposal)


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Comment tester l’habitalité effective

  • Nécessité d’observer la composition atmosphérique au premier ordre

  • Spectre avec une résolution de quelques dizaines et un S/B de quelques dizaines

  • Problématique instrumentale complexe

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Conclusions (1)

  • A ce jour, la vie n’a pas été détectée ailleurs que sur Terre.

  • A ce jour aucune exoplanète n’est assurément habitable et encore moins habitée

  • Il est possible d’obtenir des informations sur l’habitabilité par spectroscopie des atmosphères

  • Il faut se préparer à être surpris (rôle de la biologie et de la chimie)

  • L’observation directe de la surface des exoplanètes est illusoire.

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Conclusions (2)

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