TPE
Muhiyan-Emeric
2018/2019
EXOPLANETES
Nous vous présenterons nos recherches sur les exoplanètes effectuées via plusieurs sites et une interview.
SOMMAIRE
INTRODUCTION
I) Les exoplanètes
A) Définition
a) La production d' énergie par fusion nucléaire.
b) Les critères de formation
c) Les naines brunes
B) Classement des exoplanètes
a) Le tableau périodique des exoplanétes
b) Par types
1) Les planètes telluriques ou rocheuses
2) Les planètes gazeuses
C) Première exoplanète découverte en orbite autour d'une étoile
II) Évolutions des méthodes pour identifier une exoplanète
A) Méthodes indirectes
a) Vélocimétrie ou méthode de la vitesse radiale
b)Méthode des transits
c) Méthode de microlentilles gravitationnelles
B) Méthode directe
III) Critères pour que l'Homme puisse vivre sur une exoplanète
A) Les critères d'habitabilité
a) La taille de l étoile
b)Définition de la zone d' habitabilité
B) Paramètres physico-chimique de la terre
a) Taille et masse
b) Champ magnétique
c) La distance avec son étoile
d) Paramètres chimiques particulier de la terre
e) L' atmosphère terrestre à l'origine d' un effet de serre modéré
f) Une atmosphère terrestre riche en dioxygène
C) La présence d'eau liquide
CONCLUSION
INTRODUCTION
Notre Système solaire dont fait partie la Terre est né, il y a 4,5 milliards d’années, au sein de l’univers, dans une galaxie appelée voie lactée. Depuis la nuit des temps, la création de l’univers et l’existence d’autres mondes capables d’abriter la vie ont fasciné les Hommes. Cette passion les a amenés à l’une des plus grandes interrogations de l'histoire de l'humanité. « Sommes-nous les seuls êtres vivants dans l’univers ? »
Dès l’Antiquité, dans sa Lettre à Hérodote, Epicure parla de sa certitude de l’existence d’une infinité de mondes : « Ce n’est pas seulement le nombre des atomes, c’est celui des mondes qui est infini dans l’Univers. Il y a un nombre infini de mondes semblables au nôtre et un nombre infini de mondes différents. » .
C’est au XVI siècle que les exoplanètes furent évoquées pour la première fois par Giordano Bruno. Il affirma dans« L’infini, l’Univers et les mondes » « L’Univers étant infini, il faut à la fin qu’il y ait une pluralité de soleils (…). Autour de ces soleils peuvent tourner des terres d’une masse plus grande ou plus petite que la nôtre ».
Au XVII siècle, Christian Huygens avança l’idée que les étoiles et le soleil avaient une nature comparable et que les étoiles pouvaient être accompagnées par des systèmes planétaires semblables au système solaire. Il essaya de les observer mais il se rendit compte très vite que cela lui était impossible.
En 1924, l’astronome américain Edwin Hubble, à l’origine du concept d’expansion de l’Univers, déclara« La communauté scientifique suppose depuis longtemps que si les étoiles sont des soleils (et réciproquement !), et que le Soleil héberge des planètes, alors il est fort probable que les autres étoiles hébergent elles aussi des planètes. ».
De nos jours, grâce à l’évolution des techniques, les astronomes ont pu se mettre activement à la recherche de planètes, hors du système solaire .Ils en ont découvertes de différents types. Au départ, la recherche d’exoplanètes avait pour but principal la quête de planètes où se trouverait une forme de vie « une vie extra-terrestre » .Mais depuis, les hommes ont pris conscience, qu’un jour, ils devraient, pour survivre, quitter la terre .En effet, le Soleil est un astre condamné à s’éteindre dans environ 4 milliards d’années ce qui rendra notre belle planète inhabitable. C’est pourquoi les astronomes cherchent inlassablement dans les autres systèmes solaires une planète, une exoterre gravitant dans la zone d’habitabilité d’une étoile, susceptible d’accueillir les hommes où la vie pourrait exister mais qui répondrait aussi aux critères de vie de notre espèce. Selon L'astrophysicien britannique Stephen Hawking, le destin de l'humanité est dans les étoiles.
Dans un premier temps nous définirons le terme d’exoplanètes, déterminerons leurs classements et présenterons la première qui fut découverte par l’homme.
Dans un second temps nous verrons l’évolution des différentes méthodes d’identification des exoplanètes. Nous finirons en dévoilant les critères demandés à une exoplanète pour une installation durable de l’espèce humaine.
I) Les exoplanètes
A) Définition
Le terme exoplanète vient du préfixe "exo-" en Grec qui signifie "hors de". Cette étymologie correspond bien à la définition officielle d'une exoplanète donnée par l'Observatoire de Paris. Une exoplanète est « une planète hors du système Solaire, "extra-solaire"; elle est en orbite autour d'une autre étoile que le Soleil ».Elle appartient donc à un autre système planétaire. Mais tous les objets qui tournent autour d’une étoile ne sont pas nécessairement des planètes .Il peut également y avoir des étoiles. Il faut donc les différencier. Deux critères peuvent les distinguer.
a)La production d’énergie par fusion nucléaire.
Une planète se distingue d'une étoile par le fait qu'elle ne produit pas d’énergie par réaction nucléaire. Elle ne peut pas concevoir les réactions de fusion nucléaire qui ont lieu dans les étoiles et qui permettent de créer de la lumière et de la chaleur. Ce phénomène de fusion ne peut s’opérer que dans des conditions de température et de pression particulières. A titre d’exemple, au cœur du Soleil, la pression est égale à 2.10e11 Pa(Pascal) terrestre et la température centrale atteint environ 15 millions de degrés Celsius. Du fait des températures élevées qu’il y a au centre de l’étoile, toutes les particules sont très agitées et ont des mouvements rapides. Les noyaux d’atomes d’hydrogène entrent en collision à des vitesses très élevées. Ils ont des mouvements rapides .Les électrons et les noyaux ne peuvent pas s’associer en atomes. On est en présence d’un « plasma » formé d’électrons et de noyaux libres. Les planètes sont des corps pas suffisamment massifs pour provoquer de telles réactions contrairement aux étoiles qui sont des boules de gaz d’hydrogène de symbole (H) et d’hélium de symbole (He) qui produisent de l’énergie en perdant une partie de leur masse. Lors de ces réactions de fusion, des noyaux d'hydrogène s’entrechoquent et fusionnent pour donner naissance à des atomes d'hélium et d’importantes quantités d’énergie sont libérées. La propriété de cette réaction réside dans le fait que la masse d’un noyau d’hélium est légèrement inférieure à la somme des masses de quatre protons. La réaction nucléaire de fusion s’accompagne donc d’une perte de masse. Cette réaction de fusion (figure1) transforme quatre noyaux d’hydrogène en un noyau d’hélium , élément qui est particulièrement stable, et entraîne une libération d’énergie. Chaque seconde, le soleil transforme 600 millions de tonnes d'hydrogène en hélium, plus lourd. Les planètes sont donc très peu lumineuses contrairement aux étoiles. Elles reflètent la lumière de leur étoile.
(fig1) Réaction de fusion nucléaire dans les étoiles
Cette transformation se déroule en trois étapes :
Première étape : Deux noyaux d’hydrogène fusionnent pour donner du Deutérium ou c’est-à-dire que deux protons interagissent pour former un deuton (noyau de deutérium). Au cours de ce processus, un proton est transformé en neutron, en émettant un positron ou électron de charge positive et un neutrino, particule de la même famille que l’électron transportant de l’énergie, de masse très faible.
Deuxième étape : un noyau de deutérium fusionne avec un noyau d’hydrogène pour donner de l’hélium 3 en libérant de l’énergie sous la forme d’un rayonnement gamma (ou photon).
Troisième étape : deux noyaux d’hélium 3 fusionnent pour former de l’hélium 4, en libérant deux noyaux d’hydrogène c’est-à-dire deux protons.
Une étoile est plus grande et plus massive qu'une planète, et c'est grâce à cette masse qu'elle peut produire de l'énergie nucléaire. La masse d'une étoile est de l'ordre de quelques 10e30 kg, et son rayon de l'ordre de quelques millions de km.
Un astre dont la masse est inférieure à 1/10e environ de celle du soleil ne peut engendrer ce genre de fusion.
Masse du soleil : 1.9891x10e30 kg http://www.astronoo.com/fr/soleil.html
Masse de Jupiter : 1.8986x 10e27 kg http://www.astronoo.com/fr/jupiter.html
Masse de la Terre : 5,9736 x 10e24 kg http://www.astronoo.com/fr/terre.html
b) Les critères de formation
On peut différencier une planète d’une étoile par la manière dont elle s’est formée. Une étoile naît (figure 2) d’un nuage de gaz qui se contracte progressivement sous l’effet de la gravité tandis qu’il s’enrichit en éléments lourds comme le carbone et le fer provenant de l’explosion d’autres étoiles. Le nuage fini par s’effondrer en raison de sa propre gravité devenue trop importante et se fragmente en une suite de nuages plus petits. Le nuage s’effondre car sa masse va atteindre une valeur qui va être supérieure à celle qui permet de tenir l’équilibre entre sa force de gravitation et sa pression interne. La force de gravitation dépendant de la masse va devenir trop importante entraînant de ce fait la rupture de l’équilibre. Par la suite, la taille plus petite du nuage entraine une augmentation de sa vitesse de rotation qui le conduit à s’aplatir et à former un disque. En son centre la contraction continue provoquant une augmentation considérable de la température. Quand la température de la matière est suffisante, des réactions nucléaires se déclenchent et l’étoile nait. Le reste du disque va quant à lui donner naissance à des planètes.
(figure2): Naissance d'une étoile, image composée à partir des données du télescope à rayon X Chandra (en bleu) et des données du télescope à infrarouge Spitzer (en rouge et orange).
http://www.astronoo.com/images/etoiles/naissance-etoile-dans-rcw-108.jpg
Sur cette image on voit la naissance d’une étoile .Elle se déroule dans une région de la Voie lactée RCW108 qui est à environ 4000 années-lumière de la terre. C’est un endroit où la formation d’étoiles est très active d’où la présence en bleu de nombreux amas de jeunes étoiles. Celle que l’on voit naître est en jaune au centre de l’image .Elle est profondément ancrée dans un nuage d’hydrogène.
Une planète en revanche se forme par condensation de gaz et de poussière (figure3). Le reste du disque qui forme un anneau tourne autour de l’étoile formée. Les poussières vont s’agglutiner .Il va y avoir des collisions entre ces éléments donnant naissance à des corps plus massifs. Leurs masses et leurs gravités augmentant, ils attirent vers eux de plus en plus de matière. L’aspect définitif des planètes va dépendre de leur place initiale au niveau de l’anneau.
Quand la planète est près de l’étoile, les éléments légers ne peuvent pas se condenser car ils reçoivent beaucoup d’énergie et sont repoussés vers l’extérieur par conséquent le matériau qui va constituer ces planètes sera riche en éléments lourds comme le souffre, le cuivre le silicium ou le fer qui ont une forte densité et donneront naissance à des planètes dites telluriques. En revanche, quand les planètes sont plus éloignées de l’étoile, même si elles ont un noyau dur elles vont être essentiellement enveloppées de gaz comme l’hydrogène. Ces planètes sont dites gazeuses.
(fig3) Naissance d’une planète
ESO/A. Müller et al. Planète nommée PDS 70b https://www.cieletespace.fr/media/default/0001/16/eso1821a-5b3b.jpeg
Cette photographie montre une planète en train de se former dans un disque de gaz et de poussières autour d’une étoile proche. L’étoile centrale nommée PDS 70 n’est pas visible car elle est occultée par un coronographe afin de ne pas éblouir les instruments. Le coronographe est une lunette astronomique spécialement conçue pour étudier la couronne d'une étoile et découvrir les petits objets orbitant à proximité. Il permet d’occulter l'étoile, avec un cache (disque métallique) ayant le même diamètre apparent que l'image de la partie centrale lumineuse de l'étoile fournie par l'instrument d’observation. Il reproduit le phénomène céleste des éclipses totales. Cette photographie a été prise par le Very large Telescope (VLT) installé sur le mont Paranal au Chili.
c) Les naines brunes
Toutes les étoiles ne brillent pas. En effet, il existe une catégorie d'étoiles appelées les naines brunes, qui peuvent être facilement confondues avec une planète. En raison de leur masse trop faible, la température et la pression en leur cœur ne sont pas suffisantes pour démarrer ou maintenir les réactions de fusion nucléaire susceptibles de les faire briller durablement. Elles sont plus massives que les planètes et ne tournent pas autour d’une étoile .Elles errent. Presque toutes les planètes tournent autour d’une étoile similaire à notre soleil mais quelques-unes orbitent autour d’éléments nés de l’effondrement d’une étoile massive ou autour d’une étoile avortée ce qu’est une naine brune.
B) classement des exoplanètes
a) Le tableau périodique des exoplanètes
Depuis 1995, chaque année un grand nombre de nouvelles exoplanètes, planètes à l’extérieure de notre système solaire, sont découvertes. Une équipe d’astronomes a trouvé un moyen ingénieux pour les classer plus facilement en mettant au point un tableau inspiré du tableau périodique des éléments chimiques, de Dimitri Mendeleev. L’astronome Abel Méndez, directeur du Planetary Habitability Laboratory (PHL) de l’université de Porto Rico à Arecibo, est l’un des principaux concepteurs de ce tableau, qui est constamment mis à jour à mesure que de nouvelles découvertes sont réalisées.
Ce tableau est appelé le tableau périodique des exoplanètes (figure 4) .Il classe ces milliers de planètes en fonction de leur taille, composition et de leur température. Cette catégorisation donne ainsi une vue d’ensemble des mondes les plus susceptibles de contenir la vie.
(fig4)Tableau périodique des exoplanètes créé au Planetary Habitability Laboratory de l’Université de Puerto Rico à Aricebo
Ce tableau est composé de 18 cases. Les planètes sont rangées en 6 catégories de masses et 3 de températures. Dans le cadre vert se trouvent les planètes potentiellement habitables (potentially Habitable Exoplanets).
La méthode qui permet de découvrir l’exoplanète ne donne pas toujours d’indication sur sa température. On peut se faire une idée de cette température à partir des propriétés de l'étoile et de la distance de la planète à l'étoile.
La masse est un paramètre difficile à mesurer. La méthode des vitesses radiales quant à elle, ne fournit qu'une limite supérieure de la masse de l'exoplanète. Avec toutes les autres techniques de détection (transit, lentilles micro-gravitationnelles, imagerie directe), la masse planétaire est déduite d'autres grandeurs .Toutes ces méthodes sont détaillées dans la deuxième partie du TPE.
En haut à droite, un petit graphique montre le nombre de systèmes stellaires que nous avons découverts, regroupés en fonction du nombre d’exoplanètes qu’ils contiennent .Par exemple,il a été découvert 2209 systèmes d’étoiles avec une seule planète et 46 systèmes d’étoiles avec quatre planètes.
Explications
En colonnes, les exoplanètes sont classées en deux groupes selon qu’elles sont rocheuses/ terrestres (Terran Group) ou gazeuses (Gas Giants). Elles sont ensuite classées par taille : Six catégories de masse ou de taille de gauche à droite Miniterrans (Mini-Terre),Subterrans (sub-Terre), Terrans (Terre) et Superterrans (super-Terre),à Neptunians (neptunienne ) et Jovians (jovienne) .
Masse de la Terre : 5,9736 x 10e24 kg https://www.le-systeme-solaire.net/terre.html
Rayon moyen terrestre : 6 371 Km https://www.le-systeme-solaire.net/terre.html
En ligne, les exoplanètes sont classées en fonction de leur distance avec leur étoile respective par conséquent en fonction de la température à leur surface : Trois températures : zone très chaude (Hot Zone), zone habitable (tempérée) (Warm Habitable Zone) et zone froide (Cold Zone).
Les planètes de la zone chaude (Hot Zone) de la première rangée sont trop proches de leurs étoiles pour contenir de l'eau sous forme liquide. En cas de présence d’eau elle se fera à l’état gazeux (vapeur).
Les planètes de la zone habitable (Habitable Zone) de la deuxième rangée peuvent contenir de l’eau liquide si elles sont assez grandes.
Les planètes de la zone froide (cold zone) de la troisième rangée sont trop éloignées de leurs étoiles pour contenir de l’eau sous forme liquide. En cas de présence d’eau elle se fera à l’état solide (glace).
On constate que les « jupiters chaudes » grosses planètes gazeuses proches de leur étoile nommées dans le tableau « Jovian, hot zone »en haut à droite sont les plus trouvées. Dans notre système solaire ce fait n’existe pas puisque Jupiter est au contraire très éloigné du Soleil. Seuls les subterrans (sous-Terre), les terrans (Terre) et les superterrans (super-Terre) tempérées sont potentiellement habitables. Autre fait important, il y a peu d’exoplanètes potentiellement habitables seulement 0.6 % ressemblent à la Terre c’est-à-dire d’après le tableau seulement 21 planètes. Ce sont celles qui se trouvent dans la colonne Terrans (terre) et dans la ligne Warm Habitable Zone (zone habitable tempérée) .Mais nous verrons dans la troisième partie du TPE (travaux personnels encadrés) qu’il ne suffit pas qu’une planète se trouve dans la zone d’habitabilité de son étoile pour que l’homme puisse y vivre. Par ailleurs, il y a environ autant de planètes gazeuses que de planètes rocheuses.
Ces dernières ont essentiellement une masse entre 0,5 à 10 fois celle de la Terre. Tandis que les géantes gazeuses (Gas Giants) peuvent être de la taille de Neptune ou de Jupiter.
Rayon moyen de Neptune : 24 622 Km https://www.le-systeme-solaire.net/neptune.html
Rayon moyen de Jupiter : 69 911 Km https://www.le-systeme-solaire.net/jupiter.html
Rayon moyen de Mercure : 2 439,70 Km https://www.le-systeme-solaire.net/mercure.html
En octobre 2013 plus de 1000 exoplanètes avaient été découvertes (figure5). Aujourd’hui on en est à beaucoup plus voir le site http://exoplanetes.esep.pro/index.php/home-fr/table-des-exoplanetes-fr .Ce site nous permet de connaitre le nombre d’exoplanètes découvertes et pour celles qui sont classables dans quelles catégories elles ont été placées ainsi que le nombre de non classables.
(figure5) Classement des exoplanètes en octobre 2013
http://www.lecosmographe.com/blog/1000-nouveaux-mondes-decouverts/
b) Par types
1) Les planètes telluriques ou rocheuses
Le terme tellurique vient du latin «tellus» qui signifie la terre.
Ces planètes sont généralement denses et ont une rotation lente. Elles sont proches de leur étoile et reçoivent par conséquent beaucoup d’énergie .Les éléments légers tels que l’hélium ou l’hydrogène ne peuvent pas se condenser seuls les éléments lourds (silicium, soufre, cuivre, fer, etc) vont rester. Il y a une migration des matériaux lourds vers le centre de la planète pour former son noyau. Une partie de celui-ci peut devenir solide sous l’effet de la pression et une autre liquide sous l’effet de la température. Quant aux matériaux légèrement moins denses, ils vont se retrouver bloqués entre le noyau et la surface. Ils constituent un manteau. Les planètes telluriques sont constituées de plusieurs couches un noyau central métallique, un manteau rocheux de silicates et une croute en surface. (figure6).Cette différentiation est longue car il y a un long processus de refroidissement. Par exemple on pense que la terre se serait formée sur une période d'environ 30 millions d'années.
D’après le tableau on peut penser que les planètes ayant une masse inférieure à 10 masses terrestres sont de types solide ou liquide avec peu de gaz. Certaines pourraient être constituées de roches et de métaux et d’autres surtout faites de glace ou d'eau, selon leur température. Cette différence de composition dépend de l'endroit où la planète s'est formée.
figure 6) Structure des planètes telluriques -
Deux sous-catégories de planètes telluriques ont pu être étudiées dans notre Système solaire :
Planètes silicates:
Ce sont les planètes telluriques les plus fréquentes dans le système solaire. Elles sont composées d'un manteau rocheux à base de silice avec un noyau métallique fait par exemple de nickel de symbole (Ni) et de fer de symbole(Fe). La Terre (figure7) est une planète silicate comme Vénus et Mars et l’exoplanète Gliese 581 c découverte en avril 2007 est classée dans les super terre de la zone habitable tempérée.
(figure7) La structure de la terre https://cnes.fr/sites/default/files/drupal/201610/image/is-noyau-terre2.jpg
Planètes métalliques:
Ce sont des planètes pourvues d’un noyau ferreux représentant près de 70 % de la masse de la planète. Dans notre système solaire il y a Mercure. Mercure possède un noyau liquide de 3 600 km de diamètre. Celui-ci représente 61 % du volume de la planète (figure8), contre seulement 17 % pour celui de la Terre.Le 06 mars 2018 un article scientifique publié dans la revue Nature a annoncé qu’Alexandre Santerne du Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, Aix-Marseille Université et ses collaborateurs avaient découvert une planète entièrement métallique de la taille de la Terre. K2-229b est une des trois planètes qui ont été découvertes en orbite autour de l’étoile naine K2-229. Cette découverte va pouvoir aider les scientifiques à mieux comprendre le fonctionnement et les caractéristiques de Mercure.
(figure8)Structure interne de Mercure.
Le cœur métallique s'étend depuis le centre sur un large rayon.
Les observations radar montrent que le noyau est en fusion
https://www.techno-science.net/illustration/Astronomie/Planetes/mercure-noyau-artiste.jpg
Il existe d’autres types de planètes rocheuses, que la découverte de certaines exoplanètes nous a dévoilée.
Planètes carbonées:
D’après une étude franco-américaine, l’exoplanète « 55 Cancri e » ferait partie de cette sous-catégorie de planète carbonée, composée de graphite en surface et de diamants à l’intérieur .Le diamant, comme le graphite sont tous les deux composés uniquement d’atomes de carbone. Leur différence d’apparence vient de l’arrangement des atomes et des liaisons entre eux : chaque atome possède quatre électrons sur sa couche externe, il peut donc si il le veut se lier à quatre autres atomes. Dans le diamant, chaque atome de carbone est lié à quatre autres atomes formant ainsi un bloc dense, rigide , d’une grande dureté et transparent. Pour le graphite, chaque atome de carbone est lié à trois autres atomes de carbone, formant des grilles à mailles hexagonales, séparées les unes des autres. Les grilles ainsi constitués sont reliés entre eux par les liaisons beaucoup plus faibles qui donnent au graphite sa structure en feuillets. Le graphite est opaque, noir et assez mou. Le passage du graphite au diamant ne peut se faire que sous certaines conditions, il faut réunir une très haute pression, des milliers de fois la pression atmosphérique, et une température très élevée, plusieurs milliers de degrés Celsius .Ces conditions sont généralement trouvées au niveau du manteau d’une planète. Ce type de planète carbonée viendrait du fait que le disque de gaz et de poussière qui entoure une jeune étoile, et dans lequel sont susceptibles de se former des planètes contient des poussières silicatées et d'autres riches en carbone. Selon les proportions de ces poussières, il peut se former des planètes contenant beaucoup de carbone et très peu de silicates. La planète, « 55 Cancri e » découverte en 2004 ressemble à ce modèle .Elle fait deux fois la taille de la Terre et est si riche en carbone qu’elle possède au moins trois fois la masse de notre planète en diamants, selon une nouvelle étude qui a été publiée dans la revue Astrophysical Journal Letters. Cette exoplanète bout à 2.150 C, elle est recouverte de lave car la planète est très proche de son étoile. 55Cancri e est classée comme une super terre très chaude.
Planètes de lave ou de vapeur d’eau:
Certaines exoplanètes sont tellement proches de leur étoile que les conditions de températures en surface font fondre les roches de la croûte comme pour Corot-7b .Elle ne met qu'une vingtaine d'heures pour boucler son orbite .Corot-7b est classée comme une super terre très chaude.
Planètes de glace:
Certaines exoplanètes sont contrairement aux planètes de lave très éloignées de leur étoile En août 2005, une petite exoplanète rocheuse a été découverte par des astronomes Japonais, Néo-Zélandais, Britanniques et Polonais. La température sur OGLE-2005-BLG-390Lb serait de (- 220°C). Une planète de glaces. Sa période de révolution qui est la durée que met OGLE-2005-BLG-390Lb pour accomplir un tour complet autour de son étoile dure une dizaine d’années. Elle orbite à environ 400 millions de kilomètres de son étoile. La masse de la planète est environ 5,5 fois celle de la Terre .Elle est très petite puisqu’ elle ne fait qu’une fois et demie la taille de la Terre. OGLE-2005-BLG-390Lb est classée dans les super terres froides.
Super- terre:
Ce sont les plus grosses planètes telluriques connues à ce jour. Les plus petites Super-Terre font entre 1 et 5 fois la masse de la Terre tandis que les plus grosses font environ 10 fois la masse de la Terre.
Planète océan:
Les planètes océans sont des planètes composées de larges quantités d'eau. L’eau recouvre la surface de la planète sur une profondeur qui peut aller jusqu'à plus d'une centaine de kilomètres. C’est le cas de Gliese 1214 b planète découverte en 2009 .Son diamètre est 2,6 fois plus important que celui Terre et sa masse 5,5 à 7,5 fois supérieure à celle de la terre. C’est une super –terre
Planète faite rubis et de saphir:
Très récemment, une équipe de scientifiques des Universités de Zurich et de Cambridge a découvert une exoplanète baptisée HD219134 b. Sa surface pourrait être recouverte de saphirs et de rubis. Il règne à la surface de HD219134 b une température très élevée. Cette exoplanète est très proche de son étoile .Elle a une masse presque cinq fois supérieure à celle de la Terre, cette super terre contrairement à notre planète, ne possède pas un noyau de fer, mais un qui serait plutôt riche en calcium et en aluminium. Par conséquent HD219134 b pourrait être recouverte de saphirs et de rubis qui sont des oxydes d'aluminium.
2) Les planètes gazeuses
Les planètes gazeuses sont des planètes ayant un petit noyau rocheux ou métallique et recouvertes en intégralité de gaz, pouvant représenter près de 90 % de la masse totale de la planète. ) Elles n’ont pas de véritable surface solide, ont une densité faible et un diamètre important. On distingue plusieurs types de planètes gazeuses. Elles sont plus faciles à observer étant donné qu’elles sont plus volumineuses que les planètes telluriques. Leur masse varie entre 10 fois celle de la terre à plus de 50 fois.
Masse de Neptune : 1.0243 x10e30 kg http://www.astronoo.com/fr/neptune.html
Masse de Jupiter : 1.8986x 10e27 kg http://www.astronoo.com/fr/jupiter.html
Des planètes gazeuses géantes très chaudes:
Elles sont proches de leur étoile, et leur l'atmosphère est riche en éléments légers.
Jupiter chauds:
Ce sont des planètes géantes gazeuses très volumineuses. Leur composition ressemble à celle de la planète Jupiter mais contrairement à Jupiter elles sont très proches de leur étoile ce qui fait que la température à leur surface est très élevée. HD 209458 b a été découverte en 1999.La planète a une masse estimée à environ 0,69 fois celle de Jupiter, soit 220 fois celle de la Terre .Cette planète est essentiellement composée de gaz légers, comme l'hydrogène et l'hélium.
Neptune chauds:
Ce sont des planètes dites neptuniennes, c’est-à-dire composées d’un épais manteau de glace et de gaz comme le méthane et l’ammoniac. Elles ont une masse similaire à celles d’Uranus ou de Neptune. Elles sont très proches de leur étoile. Gliese 436 b a été découverte en 2004 .Elle est à peine une fois et demi plus massive que Neptune (23 masses terrestres pour GJ 436 b contre 17 pour Neptune). La particularité de ces planètes c’est qu’elles libèrent de grandes quantités de gaz autour d'elle. En fait, une partie de l'atmosphère de ces planètes s'échappe par évaporation car elles sont surchauffées, étant trop proches de leurs étoiles.
Des planètes gazeuses plus froides:
Jupiter froids:
Les Jupiter froids sont aussi appelés Géantes Joviennes .Elles sont composées comme les Jupiter chauds d’hydrogène et d’hélium .Ce sont des géantes gazeuses similaire à Jupiter et Saturne, orbitant suffisamment loin de leur étoile et ayant une température très basse.
Neptune froids:
Ce sont des géantes de glace de masse similaire à celles d’Uranus et de Neptune et orbitant à une distance relativement importante de leur étoile.
C) 1ère exoplanète découverte en orbite autour d’une étoile
En 1995, une équipe d’astrophysiciens, dirigée par deux astronomes suisses Michel Mayor et Didier Queloz(figure9) , détecta pour la première fois une planète tournant autour d’une autre étoile que le soleil .Ils découvrirent cette exoplanète grâce à une série d’enregistrements effectués à l’aide d’un spectrographe ultra stable Elodie(figure10) greffé sur le télescope de 1,93 m de l'Observatoire de Haute-Provence (figure11)et d'un logiciel très performant.
(figure9 et 10) Queloz et Mayor découvrent en 1995 la première exoplanète avec le spectrographe ELODIE
(figure9) Le spectrographe ÉLODIE du télescope de 1,93m de l'Observatoire de Haute Provence (OHP) © Collection Photothèque OHP/CNRS
(figure11) Télescope de 1m93 de l'Observatoire de Haute Provence(OHP)
Il s’agit de 51 Pégasi b. Elle se situe à quelques 50 années-lumière de la Terre dans la constellation de Pégase (figure12). C’est une gigantesque planète gazeuse deux fois moins massive et 1,6 fois plus grande que Jupiter. Elle orbite 100 fois plus près de son étoile de type solaire 51 Peg que Jupiter du soleil. Elle effectue une révolution complète en un peu plus de quatre jours (période orbitale de 4,2 jours). Sa température est d'environ 1 100 °C. C’est pour cette raison qu’on a appelé ce type de planète les« Jupiter chauds ». C’est la première fois que des astronomes apportaient la preuve qu'il existait ailleurs dans l'Univers des planètes qui gravitaient autour d'autres étoiles que le soleil.
© ESO, IAU and Sky & Telescope
https://fr.wikipedia.org/wiki/51_Pegasi_b
(figure 12)Cette carte montre la constellation de Pégase (le Cheval ailé. L'étoile 51 Pegasi, est entourée d'un cercle rouge.
Avant la découverte de Pegasi51b, on ne connaissait aucune planète en orbite autour d’une autre étoile que le Soleil. Cette découverte a permis de vérifier ce que depuis longtemps les hommes pensaient c'est à dire l’existence d’autres systèmes solaires. Depuis 1995, l'existence d’un grand nombre d’autres exopanétes de types différents pouvant abriter la vie ou non a été confirmée.
II) Evolutions des méthodes pour identifier une exoplanète
Détecter une exoplanète est très difficile, d’abord parce que les exoplanètes sont peu lumineuses comparées à leur étoile du fait que la lumière émise par elle correspond à la réflexion de la lumière provenant de leur étoile. L’observateur ne voit que la lumière de l’étoile qui d’ailleurs l’éblouit. D’autre part les distances entre la terre et les exoplanètes sont tellement importantes qu’au départ une observation directe était impossible .Au début, les premières découvertes d’éxoplanètes se sont faites par des méthodes indirectes (figure13). On a cherché les perturbations que la planète créait sur l'étoile. Les informations révélées par ces méthodes ont permis d’établir une classification des exoplanètes en fonction de leur rayon, de leur masse, de leur taille et de leur composition chimique.
Actuellement des méthodes directes basées sur des techniques qui permettent d’occulter la lumière de l’étoile sont en plein développement et vont permettre d’avoir des renseignements plus précis sur ces planètes extra solaires.
A) Méthodes indirectes
(figure 13 ) Méthodes de détection des exoplanètes
ME correspond à Earth Mass en français (masse terrestre)
MJ correspond à Jovians Mass en français (masse jovienne ou masse jupitérienne)
a) Vélocimétrie ou méthode de la vitesse radiale
Cette technique est celle qui a été utilisée pour détecter la première exoplanète 51 Pegasi b. Elle a été pendant plusieurs années la méthode par laquelle la quasi-totalité des exoplanètes ont été trouvées. Même si aujourd'hui beaucoup d'autres méthodes permettent de trouver avec succès de nouvelles planètes, les 2/3 des exoplanètes découvertes à ce jour l'ont été par la méthode des vitesses radiales.
Méthode:
La méthode des vitesses radiales est une méthode spectroscopique. Lorsque l’exoplanète gravite autour de son étoile elle entraine un léger mouvement de l’étoile par effet de gravité provoquant de façon périodique une variation de l’onde lumineuse de l’étoile. L’exoplanète provoque des perturbations sur le mouvement de son étoile. En effet, tout comme l’étoile exerce une force d’attraction gravitationnelle sur la planète, cette dernière produit une force égale et opposée sur l’étoile. Mais l’effet de la force exercée par l’exoplanète sur l’étoile est faible du fait que l’étoile est beaucoup plus massive que l’éxoplanète.
Donc F (étoile /planète) =F (planète /étoile)= G x m (étoile) x m (planètes)
d (étoile, planète) 2
Avec F: la force en Newton
F( étoile/planète)= La force exercée par l’étoile sur la planète
F (planète/étoile) =La force exercée par la planète sur l’étoile
m(étoile) et m(planète) : masse de l’étoile et de la planète en kilogramme (Kg)
d(étoile , planète): distance entre la planète et son étoile en mètres (m)
G :constante de gravitation universelle , G = 6,67.10e-11 N.kg-2.m2
Grace à cette variation de l’onde émise par l’étoile on peut conclure à la présence d’une planète dans son orbite. La méthode des vitesses radiales permet aussi d’obtenir des informations sur la masse et la période orbitale de l’exoplanète.
Principe:
Il s’agit de mesurer avec une grande précision la vitesse radiale de l’étoile (c’est-à-dire sa vitesse par rapport à l’observateur) en fonction du temps, pour mettre en évidence un éventuel mouvement périodique de cette étoile autour du centre de gravité du système étoile-planète. On va détecter le mouvement d'une étoile en observant l'effet Doppler sur la lumière qui nous en provient. Quand l'étoile a un mouvement qui la fait se rapprocher de nous, sa lumière est décalée vers le bleu, alors qu'elle est décalée vers le rouge quand elle s'éloigne. L'amplitude de ces décalages est proportionnelle à la vitesse de l'étoile.
Explications:
Cette technique se base sur le fait que planète et étoile tourne autour d’un centre de gravité commun déterminé par leurs masses respectives (figure14). Compte tenu du rapport de masse gigantesque entre l’étoile et sa planète, le mouvement de l’étoile est très faible. L’étoile décrit des orbites très petites.
(figure14) planète et étoile tourne autour d’un centre de gravité commun.
Il en résulte que l'étoile alternativement s'approche et s'éloigne de nous.
Cependant, en observant le spectre de l’étoile, l’effet Doppler-Fizeau permet de rendre compte des variations de son mouvement c’est-à-dire de sa vitesse radiale.
Quand l’étoile se rapproche légèrement de nous, les raies du spectre sont décalées vers le bleu, tandis que lorsque l’étoile s’éloigne, les raies du spectre sont décalées vers le rouge.
Il est alors possible en analysant le déplacement des raies de mettre en évidence la présence d’une exoplanète et de déterminer sa masse. (figure15)
La spectroscopie pour la découverte des planètes extra-solaires
(figure15) Raies de spectre permettant de voir le déplacement d’une étoile
Un spectrographe associé à un télescope, permet de décomposer la lumière d'une étoile
L'étude du spectre permet de mesurer la vitesse de l'étoile. La courbe donne la courbe de vitesse radiale de l'étoile que l'on peut déduire de son décalage Doppler. (figure16)
http://www.obshp.fr/visites/expos/x_panneau.html
(figure16)Vitesse radiale rapportée sur une période
Michel MAYOR et Didier QUELOZ ont observé que la vitesse de l'étoile 51 Pégase subit des variations régulières d'une amplitude voisine de 60 m/s et de période 4,2 jours: c'est la signature de la présence d'une planète autour de cette étoile.
En abscisse la période (phase)
En ordonnée la vitesse radiale (m/s)
L’amplitude de la courbe permet de calculer la masse de l’exoplanète, plus l’amplitude est grande plus l’étoile se déplace plus la masse du corps en orbite est importante.
b) Méthode des transits
La méthode des transits est aujourd’hui la technique la plus utilisée pour détecter les exoplanètes. La détection de transits se fait par photométrie. Cette méthode est utilisée par les télescopes spatiaux COROT et Kepler.
Principe:
La méthode est basée sur l’observation du passage d’une planète entre son étoile et la Terre lors de son orbite. Elle consiste à détecter une légère baisse de luminosité due au passage d’une planète devant son étoile. Cette baisse de lumière sera proportionnelle à la taille de la planète. Plus l’intensité lumineuse de l’étoile diminue, plus la taille de la planète en orbite est importante Ce phénomène n’est observable que lorsque nous, la planète et l’étoile sommes alignés.
Technique:
On enregistre de la manière la plus continue possible l'intensité lumineuse de l’étoile (figure17) (on observe les étoiles par centaines de milliers pour augmenter les chances de détection) et on recherche une baisse périodique de la luminosité provoquée par le passage répété d'une planète.
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(Figure 17)Courbe de lumière d’un transit d’éxoplanète
La courbe obtenue montre un trou dans l’intensité lumineuse de l'étoile. De cette courbe on peut alors en déduire la taille de la planète et sa période orbitale.
La méthode des transits fournit des indications plus précises sur la masse et l’orbite de la planète. Elle permet aussi de calculer sa taille plus la taille est grande plus la baisse de lumière dure longtemps .Cette technique sert surtout à détecter de grosses planètes comme les planètes gazeuses car avec cette méthode il est difficile de trouver des petites planètes car elles ne provoquent pas une baisse de luminosité suffisamment importante pour que les appareils les détectent. Cette méthode ne peut détecter que des planètes qui passent exactement entre la Terre et leur étoile. La méthode des transits a l’avantage d’éliminer l’incertitude sur l’inclinaison de l’orbite puisqu’il se trouve dans un plan Terre étoile. Il faut que le transit se répète périodiquement un nombre suffisant de fois avant de pouvoir dire que l'on a détecté une exoplanète. En général il faut attendre 3 ans d’observations pour parler d’une véritable découverte.
c) Méthode de microlentilles gravitationnelles
Principe :
Cette technique se base sur l’amplification de la lumière résultant d’un alignement parfait entre une étoile lointaine ,une étoile plus proche et la terre. L’étoile lointaine va agir comme un projecteur sur l’étoile intermédiaire .Lorsque l’étoile intermédiaire va dans le champ de l’étoile lointaine, elle va jouer le rôle d’une lentille gravitationnelle en provoquant une amplification du flux lumineux de la source. Les rayons lumineux de l’étoile lointaine vont se courber, et être déviés par l’étoile intermédiaire à cause de son champ gravitationnel .On va pouvoir observer des éléments peu lumineux. Si la lumière est plus déviée d’un côté de la lentille gravitationnelle, cela permet de conclure que l’étoile (celle du milieu) faisant office de lentille possède une planète. Si l’étoile intermédiaire est accompagnée d’une planète la lumière de l’étoile lointaine va être courbée par le champ gravitationnel l’étoile intermédiaire et aussi par celui de l’exoplanète.
Cette méthode permet de calculer la masse de la planète et sa distance approximative à l’étoile. Mais elle nécessite un alignement parfait entre deux étoiles et ce fait est assez rare.
(figure18)Variation de la lumière reçue de l’étoile source lorsque l’étoile lentille passe sur la ligne de visée
Lorsqu’une étoile intermédiaire effectue un transit devant une étoile lointaine plus brillante, elle va jouer le rôle d’une lentille gravitationnelle en provoquant une amplification du flux lumineux elle se comporte donc comme si on interposait une lentille entre l'étoile brillante et nous. Comme on peut le voir sur le premier schéma à gauche ci-dessus, la courbe de lumière de l'étoile brillante montre une brusque augmentation temporaire de la luminosité .Si une exoplanète tourne autour de l'étoile la moins brillante celle du milieu, on observera un second pic de luminosité comme le montre le deuxième schéma en partant de la gauche et plus particulièrement la (figure18).
B) Méthode directe
La méthode directe consiste à prendre une image ou la planète apparait comme un point .Pour être détectée en imagerie, une planète doit être lumineuse et être éloignée de son étoile. Pour confirmer une détection en imagerie directe, il faut vérifier que la source lumineuse est bien celle de l'étoile pour cela on prend au moins deux images séparées de plusieurs mois en fonction de l'amplitude du mouvement propre de l'étoile.
Du fait que la planète est très proche de son étoile et que celle-ci nous éblouit on utilise pour mieux voir la planète, la coronographie.
Coronographie :
Si l’on veut détecter une planète qui orbite autour de son étoile il faut impérativement atténuer la lumière de son étoile pour avoir une chance de distinguer la planète. Il faut cacher l'étoile sans cacher la planète. Malheureusement, c’est très difficile puisque la diffraction empêche le masquage d'une source avec un aussi petit cache .La lumière à tendance à fuir.
III) Critères pour que l’homme puisse vivre sur une exoplanète
Si certaines planètes attirent l'attention, c'est qu'elles ont une taille similaire à la Terre et qu’elles se situent dans la zone habitable, c'est-à-dire qu'elles ne sont ni trop proches, ni trop éloignées de leur étoile.
A) Les critères d’habitabilité
a) La taille de l’étoile
Diagramme de Hertzsprung – Russell
Au début du siècle, un Danois Ejnar Hertzsprung et un Américain Henry Russell découvrirent qu’il existait un lien très fort entre la luminosité et la température à la surface des étoiles. Ils utilisèrent les données disponibles à l’époque pour tracer un diagramme montrant ces deux propriétés.
Le diagramme de Hertzsprung-Russell est un graphique dans lequel est indiquée la luminosité d'un ensemble d'étoiles en fonction de leur température. Ce type de diagramme a permis d'étudier les populations d'étoiles et d'établir la théorie de l’évolution d'une étoile (figure19) .Cette théorie de l’évolution d’une étoile montre l'ensemble des phénomènes que peut subir une étoile allant de sa formation jusqu’à sa mort. Elle peut être décomposée en plusieurs étapes principales il y a la formation de l'étoile, ensuite la séquence principale qui dure la majeure partie de la durée de vie totale de l'étoile et pour finir sa mort.
(figure19) Le diagramme de Hertzsprung-Russell
Crédit : Richard Powell/Leovilok/Wikimedia Commons
https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/7/75/HRDiagram-Fr.png
Le diagramme de Hertzsprung-Russell montre en ordonnée, la luminosité de l’étoile, exprimée en magnitudes. La magnitude absolue correspond à la luminosité réelle de l’étoile.
L’axe horizontal donne une variable représentative de la température de surface de l’étoile. La température est caractérisée par l’indice de couleur. B-V (bleu, vert) .
Si B-V (bleu, vert) est positif, l’étoile émet plus dans le vert que dans le bleu, l’étoile est plutôt froide et peu lumineuse. Si B-V (bleu vert) est négatif, c’est le contraire, l’étoile émet plus dans le bleu que dans le vert, et elle est chaude et lumineuse.
La grande majorité des étoiles se trouvent sur une grande diagonale, appelée la séquence principale. Elle correspond à la phase de fusion de l'hydrogène en hélium, laquelle dure la majeure partie de la durée de vie totale de l'étoile. Elle va des étoiles froides et peu lumineuses aux étoiles chaudes et très lumineuses.
On voit aussi trois autres groupes, deux se trouvent au-dessus de la séquence principale, à des luminosités plus fortes, il s’agit du groupe des géantes et celui des supergéantes et le troisième se trouve sous la séquence principale, à des luminosités plus faibles, c’est celui des naines blanches. Ces quatre groupes correspondent à des étapes bien définies de la vie des étoiles.
La dispersion des étoiles autour de la séquence principale a plusieurs raisons.
Les géantes sont des étoiles en fin de vie.
Les naines blanches sont des étoiles très petites (de la taille de la Terre pour certaines) et très chaudes en surface. Ces étoiles se refroidissent lentement.
Grace au diagramme de Hertzsprung-Russel, on sait, que si une l’étoile est sur la séquence principale, elle brûle son hydrogène. Si elle est dans la branche des naines blanches, elle a fini sa vie et se refroidit lentement. Si elle est dans la branche des géantes, sa fin est proche. En d’autres termes, on connaît le stade d’évolution, la durée de vie des étoiles. Plus l’étoile est massive, plus sa température est élevée, plus les réactions thermonucléaires sont vives et rapides, et plus courte est sa durée de vie. Il donne aussi des renseignements sur le rayon de l’étoile. Plus le rayon sera grand plus le volume et la surface d’émission de l’étoile sera grande et par conséquent plus elle sera lumineuse.
b) Définition zone habitable
La zone d'habitabilité autour des étoiles est une zone théorique .Elle se définit par la distance entre une planète et son étoile. Elle correspond à une zone dans laquelle la quantité d'énergie reçue par la planète provenant de son étoile induit une température qui permet à l’eau d’exister sous forme liquide. La distance de cette zone varie en fonction du type de l’étoile et donc de sa luminosité.
Si la planète est trop proche de son étoile la quantité d'énergie reçue est trop importante et l'eau se vaporise. Si au contraire elle est trop éloignée alors l'eau n'existe plus que sous forme de glace (figure 20)
(figure20) Diagramme de phase de l’eau
http://img.overblog.com/500x282/0/22/82/73/dossier4/diagramme_etats.jpg
Afin de savoir sous quel état se trouve l'eau pour une pression et une température donnée, on utilise un diagramme d'état de l'eau, qui indique les zones de pression et de température correspondant à chaque état. Le diagramme de phases de l’eau représente les 3 états de l’eau l'état gazeux, liquide et solide.
Dans le cas de la terre, l’eau existe sous les trois phases, solide (glace), liquide et gazeuse (vapeur). A pression 1 bar, l’eau est en phase solide (glace) en dessous de 0°C, liquide entre 0°C et 100°C par conséquent à la température de +15°C comme sur la terre l’eau est liquide.
Le bar présente l intérêt d' être voisin de l'atmosphère ( pression atmosphérique moyenne à la surface de la mer) ( 1 atm = 101325 Pa et 1 bar = 100 000 Pa
L’eau sera gazeuse (vapeur) au-dessus de 100°C.
Le passage d’une phase à une autre porte un nom précis et se réalise à pression et à température constante voir la figure 20.
On constate sur le diagramme deux points importants :
Le point triple représente le point où les trois états de l’eau (solide, liquide gazeux) sont possibles simultanément. Pour l’eau, il se situe à 0.006 bar et 0,01°C. Dans ce cas on pourrait voir l’eau en train de bouillir avec des glaçons toujours présents. Les glaçons ne fondraient pas et l’eau ne s’évaporerait pas totalement.
Si on descend encore plus bas dans les pressions, alors l’eau liquide disparaît complètement .Il ne reste que le gaz (vapeur) et le solide (glace).
Si on augmente la pression la température d’ébullition augmente c’est le même principe que la cocotte-minute l’eau y bout à une température supérieure à 100°C car la pression est plus haute.
Si on va vers des températures et des pressions encore plus hautes on atteint un autre point : le point critique. Dans ce cas on ne peut plus distinguer la phase liquide de la phase gazeuse. On parle alors de fluide supercritique .Il se déroule à une pression de 218 bar et à une température de 374 °C pour l’eau. Au-delà il n’est plus possible de distinguer gaz et liquide.
Pour que la vie puisse exister sous la forme que nous connaissons il faut obligatoirement que l’eau puisse exister sous forme liquide. C’est pourquoi l’exoplanète doit se trouver dans une zone qui puisse lui permettre d’avoir de l’eau sous cette forme liquide. C’est la zone d’habitabilité.
De plus la taille et la position de la zone d'habitabilité dépend naturellement de la puissance de l'étoile qui émet le rayonnement lumineux. Si l'étoile est petite, la zone d'habitabilité sera beaucoup plus proche d'elle que s'il s'agit d'une étoile géante.
Le fait qu'une planète soit située en "zone habitable" est une condition nécessaire à l'apparition de la vie, mais elle est loin d'être suffisante. "Pour que la vie puisse apparaître, il faut que de nombreux autres facteurs soient présents.
B) Paramètres physico-chimique de la terre
a)Taille et masse
Il faut que la planète ait une taille suffisante pour pouvoir retenir une atmosphère protectrice. Si sa masse est trop petite, elle ne pourra pas retenir son atmosphère elle laissera échapper l’hydrogène mais aussi des gaz plus lourds indispensable à la vie comme l’oxygène .Sans atmosphère les planètes n’ont pas de protection contre la radioactivité de leur étoile, les ultraviolets et les bombardements de météorites. Au contraire une planète trop massive aura elle une atmosphère tellement dense du fait qu’elle retient tous les gaz que la lumière provenant de l’étoile n’ arrivera pas à atteindre sa surface.
La masse d'une planète détermine donc la composition de son atmosphère mais aussi la force de gravitation qu'elle exerce. La gravité sélectionne en effet les atomes retenus sur la planète, et ceux qui peuvent s'échapper vers l'espace.
Sa taille compte également pour déterminer l'attraction qu'une planète exerce à sa surface (la pesanteur).
Pour retenir une atmosphère à sa surface, une planète doit avoir une masse suffisante, être d’assez petite taille.
b)Champ magnétique
Autre élément indispensable pour maintenir cette atmosphère : la présence d'un champ magnétique. "Ce dernier agit autour de la Terre comme un bouclier, détaille Michel Viso. Grâce à lui, la plupart des particules chargées émises par le soleil sont déviées, évitant ainsi que les vents solaires ne balaient l'atmosphère de notre planète". Dans le cas de terre le champ magnétique est provoqué par un mouvement de rotation qui a lieu au centre de la terre d’un noyau liquide fait de fer et de nickel. Ce champ magnétique agit comme un aimant. Le champ magnétique permet à la planète d'être protégée des puissantes émissions de particules du Soleil et de ses rayons mortels.
c)La distance avec son étoile
La distance d’une planète avec son étoile indique la quantité de rayonnement que la planète va recevoir de son étoile. Plus une planète est éloignée de son étoile moins elle reçoit d’énergie lumineuse et plus sa température à sa surface est basse et inversement. Or c’est cette énergie qui va déterminer la température à la surface de la planète. Cette distance agit sur la température qui détermine la présence ou non d’eau à l’état liquide indispensable à la vie mais aussi sur la lumière indispensable à la photosynthèse et à la croissance des végétaux et sur la quantité de rayonnement dangereux qui va agir sur la vie et sur l’ADN ( Acide DésoxyriboNucléique).
Au sein des planètes rocheuses, il existe des différences importantes de températures externes.
Sur Terre, il règne une température moyenne compatible avec la vie (15°C).
Cependant, son satellite, la Lune, qui est à la même distance du Soleil (voir données ci-dessous), présente une température moyenne bien inférieure (−23°C). De plus on peut remarquer au sein des planètes rocheuses des différences entre la température effective (température moyenne de surface) et sa température calculée (ne prenant en compte que sa distance avec son étoile)(figure21) .
Distance entre le soleil et la terre : 149 598 600 millions km https://www.universalis.fr/encyclopedie/mesure-de-la- distance-terre-soleil/
Distance entre la terre et la lune : 384 467 Km https://www.laculturegenerale.com/distance-terre-lune/
Distance entre la lune et le soleil : 149 214 133 Km
(figure21) Graphique indiquant les températures effectives et les températures mesurées de certaines planètes du système solaire
- Les températures réelles varient en fonction de la présence d’atmosphère : Les planètes les plus petites : mercure et mars, qui n’ont pas d’atmosphère ont une température réelle qui correspond à la température théorique. Les planètes les plus grosses, vénus et la terre ont une température réelle supérieure à la température théorique ou effective. La présence d’atmosphère augmente la température mais dans des proportions différentes.
Cela signifie que d'autres facteurs, spécifiques à la Terre, influencent ses conditions d'habitabilité
d)Les paramètres chimiques particuliers de la terre
Les paramètres chimiques qui conditionnent l’habitabilité de la Terre sont reliés à la présence d’une atmosphère particulière qui est compatible avec la vie . La terre a une masse qui lui a permis d’avoir une atmosphère. L' atmosphère est une enveloppe gazeuse qui entoure certaines planètes et elle est maintenue par gravité autour d’elles .Les deux principaux constituants gazeux de l’atmosphère de la terre actuellement sont le diazote N2 (78,08 %) et le dioxygène O2 (20,94 %). Les autres constituants sont, l’argon, le dioxyde de carbone, le néon, l’hélium, le méthane, le krypton.
L’atmosphère des planètes rocheuses du système solaire s’est formée par dégazage des masses rocheuses lors des éruptions volcaniques, après leur agrégation et durant leur refroidissement.
On constate que la composition de la terre a changé au cours du temps (figure 22). Au début il y a plus de 4 milliards d’années l’atmosphère terrestre que l’on appelle atmosphère primitive était riche en vapeur d’eau H2O (la température à la surface étant trop élevée pour avoir de l’eau à état liquide), en dioxyde de carbone, en diazote, en dioxyde de soufre(SO2) mais était dépourvue de dioxygène. Puis au fil du temps la température à la surface de la terre a diminué .Il y a eu condensation de la vapeur d’eau et formation des océans. Le dioxyde de carbone atmosphérique va se retrouver piégé par les océans C’est aux alentours de 3.8 Ga (milliard d’années) que les premières traces de vie sont apparues sous forme de bactéries appelées les cyanobactéries .Elles vont alors capter l’énergie du soleil, et développer un processus nouveau : la photosynthèse. La photosynthèse est à l’origine de la matière organique. Le dioxyde de carbone (CO2) va progressivement diminuer tandis que le dioxygène (O2) va apparaitre et augmenter de plus en plus dans l’atmosphère Aujourd’hui le taux de dioxyde dans l’atmosphère est très faible (0.04 % alors que le taux dioxygène y est plus élevé (20,94 %).
L’évolution du dioxyde de carbone a participé à l’apparition de la vie sur terre. On constate que le début de sa diminution correspond à l’apparition de la photosynthèse qui a entrainé l’apparition de dioxygène.
La photosynthèse consiste en une réduction du carbone, à l‘état oxydé dans le dioxyde de carbone (CO2), et à l’état réduit dans la molécule de carbone organique (C6H12O6). Cette réduction est couplée à une oxydation de molécules d’eau (H2O) qui se retrouvent oxydées dans le dioxygène à droite (O2). Cette photosynthèse est possible seulement en présence d’énergie lumineuse.
(figure 22)Les variations de composition de l’atmosphère terrestre au cours du temps
e)L’atmosphère terrestre à l’origine d’un effet de serre modéré
La présence d’une atmosphère, sa densité, sa composition interagit avec l’énergie reçue du soleil et modifie les températures de surface .Certains gaz atmosphériques comme le dioxyde de carbone (CO2), les vapeurs d’eau (H20) ou le méthane (CH4) permettent de garder une partie de l’énergie réfléchie par la Terre. C’est la présence de ces gaz particuliers dans l’atmosphère de la terre qui a permis de retenir une partie de la chaleur émise par le Soleil dans l'atmosphère de la planète et d’avoir une température de +15°C à la surface de la terre (figure 23). Cet effet de serre naturel permet ainsi d’avoir des températures de surface compatibles avec la vie. La température serait beaucoup plus basse si il n’y avait ni atmosphère ni effet de serre. Par exemple : la lune est une planète sans atmosphère c’est pourquoi bien que la lune et la terre soient à la même distance du soleil elles n’ont pas la même température de surface .C’est la composition chimique de l’atmosphère à l’origine de l’effet de serre qui est à l’origine des différences de températures entre la température moyenne de surface et température moyenne théorique .
(figure 23) phénomène naturel de l’effet de serre
http://www.auvergne-rhone-alpes.developpement-durable.gouv.fr/IMG/png/phenomene-2.png
Une partie des rayons solaires est réfléchie vers l'espace par l’atmosphère, les nuages, etc.
Environ 50 % de l’énergie solaire qui traverse l’atmosphère est reçue et absorbée par la surface de la Terre entraînant l’augmentation de la température. La majeure partie de cette énergie absorbée par le sol amène l’émission de rayonnement infrarouge vers l’atmosphère.
Une partie des rayons infrarouges 5 % traverse l'atmosphère et se perd dans l'espace.
Les 95% restant sont emprisonnés dans l'atmosphère par les gaz atmosphériques à effet de serre, CO2, H2O, CH4 ; ce qui fait augmenter la température globale de la surface terrestre.
La terre reçoit à la fois de l’énergie du soleil mais aussi de l’atmosphère.
f)Une atmosphère terrestre riche en dioxygène
La Terre est la seule planète du système solaire à posséder du dioxygène (O2) 21 % de l’air. Le dioxygène est utilisé par les êtres vivants pour vivre, grâce au mécanisme de respiration .Il est nécessaire pour transformer les aliments en énergie pour nos cellules. La part la plus importante du dioxygène présent dans l'atmosphère provient des êtres vivants, grâce à la photosynthèse. Robert Boyle physicien et chimiste irlandais a qualifié en 1658 le dioxygène, de « gaz vital » car ce gaz permet le fonctionnement des organes. En effet Le manque de dioxygène conduit à l’asphyxie. L’apparition de dioxygène a eu un impact important sur l’évolution de la planète. Par ailleurs, le dioxygène par l'intermédiaire de la formation d'ozone(O3) participe également à la protection de la surface de la Terre contre les rayonnements ultraviolets émis par le Soleil. Les rayonnements UV-b et UV-c, dangereux pour la matière vivante, sont absorbés par les molécules d'ozone. L’ozone est apparu après que l’atmosphère se soit enrichie en dioxygène. Le dioxygène est à l’origine de l’apparition de l’homme .Il est indispensable à sa survie mais il n’a pas été nécessaire à l’apparition de la vie sur terre. Il a seulement contribué au développement des formes de vie sur terre.
c) La présence d’eau liquide
On trouve de l’eau partout dans le système solaire. On peut en effet rencontrer cette molécule H20 sur certaines planètes et astéroïdes mais également dans les comètes. La Terre contient une très grande quantité d'eau à sa surface (70% de la surface terrestre est recouverte d'océans).L’eau peut être présente sous trois états solide gazeux et liquide. Mais c’est seulement à l’état liquide qu’elle est indispensable au développement et au maintien de la vie.
L’eau liquide à la surface d’une planète dépend de deux paramètres physiques : les conditions de température de surface et la pression atmosphérique. Ces deux paramètres dépendent de la position de la planète dans le système solaire et des caractéristiques physiques de la planète.
Les lieux habitables doivent présenter de grandes régions couvertes d’eau liquide, conditions favorables à l’assemblage de molécules organiques. Seule l'eau à l’état liquide est un solvant permettant la multitude de réactions chimique .Sans eau sous forme liquide, il ne pourra pas y avoir de réaction entre les éléments chimiques qui constituent la base de la vie telle qu’on la connaît sur Terre. Par conséquent il faut chercher parmi les planètes qui ont une surface rocheuse une qui ait une grande quantité d’eau.
CONCLUSION
Depuis 1995 et la découverte de la première exoplanète, les astronomes n’arrêtent pas d’en repérer de nouvelles. Le phénomène s’est fortement accru depuis dix ans grâce au télescope spatial Kepler lancé en 2009. William Borucki, initiateur de la mission Kepler avait d’ailleurs déclaré au sujet du télescope «Il a ouvert une nouvelle voie, pleine de promesses pour les générations futures, pour explorer notre galaxie». Depuis Kepler a été remplacé par TESS Transiting Exoplanet Survey Satellite). Actuellement, 3977 exoplanètes ont été recensées. Sur ce total, il y en a 214 qui sont dites telluriques et qui ont peut-être une atmosphère. C'est sur ces planètes que les scientifiques recherchent des traces de vie, mais à l’heure actuelle on a peu d’informations sur elles. Le grand télescope Extremely Large Telescope au Chili qui entrera en service, en 2024 et l'observatoire spatial James-Webb qui sera lancé en 2021 permettront certainement de déterminer leur composition d’une façon plus précise et de savoir si l’homme pourrait y vivre.
Mais malheureusement même si l’une de ces planètes était compatible avec la vie. L’homme à l’heure actuelle ne pourrait pas s’y rendre. Les moyens techniques et technologiques dont nous disposons actuellement ne permettent pas à l’homme de pouvoir faire un si long voyage et de pouvoir s’installer définitivement ailleurs. Pour effectuer un tel voyage il faudrait que l’homme résolve avant tout divers problèmes, celui de la propulsion pour réduire le temps du voyage car les éventuels lieux de vie sont à des années lumières de la terre mais aussi l’état d’impesanteur. En effet cet état provoque de nombreux troubles et modifications sur l'homme dont les plus graves sont certainement la fragilisation des os et l’atrophie musculaire. Il faudrait aussi parer aux problèmes de nourriture, d’eau et d’oxygène lors du voyage.