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Le ciel à découvert

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Jean Audouze

Cinquième partie. Sommes-nous seuls ?

25. L’exobiologie ou la recherche de vie extraterrestre

André Brack

Texte intégral

1Sommes-nous seuls ? Y a-t-il une vie ailleurs dans l’Univers ? Ces questions sont au cœur de l’exobiologie, plus connue à l’étranger sous le nom d’astrobiologie, science qui étudie l’origine, la distribution et l’évolution de la vie dans l’Univers. Ce vaste domaine pluridisciplinaire de recherche fait appel aux sciences de l’Univers, aux sciences de la Terre, la physique, la chimie, la biologie ainsi qu’à des sciences sociales comme la sociologie et l’épistémologie. Cette recherche se double d’une composante socio culturelle, tournée vers la société et comprend l’explication de ces recherches à un public aussi large que possible.

Qu’est-ce que la vie ?

2Mais quel type de vie cherche-t-on ? Et tout d’abord, qu’est-ce que la vie ? Seront considérés comme vivant a minima, des systèmes ouverts (recevant donc matière et énergie) capables de s’auto reproduire et d’évoluer. Sont recherchées, de ce fait, des structures moléculaires capables de générer des structures à leur image, produisant ainsi plus d’elles-mêmes par elles-mêmes et capables de générer des structures plus aptes à se reproduire par suite de légères erreurs de copie. Dans une première approche, les exobiologistes utilisent la vie terrestre comme référence et limitent leurs recherches à une vie utilisant ses ingrédients de base, à savoir l’eau et les molécules organiques, molécules construites sur un squelette d’atomes de carbone auxquels sont associés des atomes d’hydrogène, d’oxygène, d’azote, de soufre, etc. Une origine minérale de la vie fondée sur une physiologie cristalline a été proposée, initialement par Jean Schneider à l’observatoire de Meudon, puis par Graham Cairns-Smith à l’université de Glasgow. Cependant, une telle vie doit impérativement remplir deux conditions : permettre au système d’évoluer et pouvoir passer d’une vie minérale à une vie organique. À ce jour, aucun fait expérimental n’est venu apporter de réponses à ces deux impératifs.

L’eau, berceau de la vie

3Sur Terre, le passage de la matière à la vie se fit dans l’eau, véritable berceau de la vie. La Terre primitive consistait en petits continents, ressemblant à l’Islande d’aujourd’hui, entourés de bassins d’eau peu profonde mais chaude, de l’ordre de 50 à 80 C. La tectonique de plaques s’est apparemment mise en place dès les premiers 1,5 milliard d’années de la Terre. L’atmosphère de la Terre primitive était dominée par du dioxyde de carbone accompagné, dans une moindre mesure, par de l’azote et de la vapeur d’eau. Elle était dépourvue d’oxygène mais possédait probablement du méthane dont la teneur reste difficile à apprécier et fait toujours débat. Il est admis que l’eau liquide était présente à la surface de la Terre peu de temps après sa formation, il y a plus de 4 milliards d’années, comme l’attestent les rapports isotopiques de l’oxygène mesurés dans un zircon, petit cristal de silicate de zirconium contenant des traces d’uranium et de thorium permettant de le dater, vieux de 4,4 milliards d’années retrouvé dans des sédiments d’Australie occidentale. Trop petite, comme la Lune et Mercure, la Terre aurait été incapable de retenir une atmosphère nécessaire au maintien de l’eau liquide à sa surface. Trop grosse, comme Saturne et Jupiter, elle aurait été gazeuse et la présence de l’eau n’y aurait pas été possible. Une planète trop près de son étoile va acquérir une température élevée sous l’effet du rayonnement stellaire. L’eau s’évapore en chargeant l’atmosphère de grandes quantités de vapeur d’eau qui contribuent à l’effet de serre et au réchauffement climatique. Le phénomène rétroactif risque d’entraîner un effet de serre divergent : l’eau de surface est transférée dans la haute atmosphère où elle est photodissociée en hydrogène, qui s’évade dans l’espace, et en oxygène qui se combine aux roches de la croûte planétaire. Une planète loin de son étoile peut abriter de l’eau liquide à sa surface si elle arrive à maintenir un effet de serre permanent. Toutefois, l’eau risque de provoquer sa propre disparition en dissolvant les gaz à effet de serre. Dissous par la pluie, les gaz à effet de serre vont se transformer en roches sédimentaires au fond des océans. L’effet de serre va s’atténuer, la température chuter au point de transformer toute l’eau en glace dans le sol pour former du pergélisol. Sur Terre, par exemple, le volcanisme et la tectonique de plaques recyclent le dioxyde de carbone en décomposant les carbonates enfouis dans le manteau par subduction. La position de la Terre est telle qu’elle n’a probablement jamais connu dans son histoire ni l’effet de serre divergent de Vénus, ni la glaciation divergente de Mars.

La production des molécules organiques de la « soupe primordiale »

4Les formes de carbone les plus simples capables de produire des molécules organiques sont gazeuses : dioxyde de carbone et monoxyde de carbone pour les formes oxydées, méthane pour la forme réduite. Le premier scénario « organique » fut proposé par le biologiste et géologue anglais Charles Darwin lorsqu’il écrivait en 1871 au botaniste anglais Joseph Hooker : « Mais si (et quel énorme si !) on pouvait concevoir dans quelque petite mare chaude toutes sortes de sel d’ammonium et de phosphates, de la lumière, de la chaleur, de l’électricité etc., pour qu’un composé protéique puisse se former par voie chimique… ». Le modèle d’une soupe primordiale fut perfectionné par Alexandre Oparin en 1924, puis par John Haldane en 1929, indépendamment du premier. Tous deux suggérèrent que les molécules organiques de la soupe furent synthétisées dans l’atmosphère terrestre. Oparin pensait que l’atmosphère primitive était dominée par le méthane alors que pour Haldane, les molécules organiques se seraient formées à partir de dioxyde de carbone. L’hypothèse d’Oparin se trouva confortée en 1953 par l’expérience de Stanley Miller. Ce dernier remplit un ballon de méthane, d’ammoniac, d’hydrogène et de vapeur d’eau et soumit ce mélange à l’action d’un arc électrique simulant les orages de la Terre primitive. Parmi les composés formés, il identifia quatre acides aminés. Mais l’atmosphère primitive était formée majoritairement de dioxyde de carbone, d’azote, d’eau avec des quantités mineures d’autres gaz tels que méthane, hydrogène sulfuré, monoxyde de carbone. Lorsque l’on refait l’expérience de Miller en passant progressivement du méthane au dioxyde de carbone, la production d’acides aminés devient de plus en plus faible. Si l’atmosphère primitive était réellement dominée par du dioxyde de carbone, elle ne pouvait probablement pas être la source exclusive de la matière organique nécessaire à l’émergence de la vie terrestre. Aujourd’hui, on estime que d’autres filières ont dû contribuer à la production de molécules organiques.

5Les évents hydrothermaux présentent un environnement réducteur favorable à la synthèse des molécules organiques car les gaz qui s’en échappent sont riches en hydrogène, azote, oxyde de carbone, dioxyde de carbone, méthane, anhydride sulfureux, hydrogène sulfuré et l’énergie thermique est fournie en continu au système par le magma. Par exemple, les gaz qui s’échappent du système hydrothermal Rainbow sur la dorsale océanique au large des Açores renferment hydrogène, monoxyde et dioxyde de carbone, une situation favorable à la réaction de Fischer-Tropsch, une réaction connue pour produire des hydrocarbures à partir d’hydrogène et de monoxyde de carbone en présence de fer et à des températures de l’ordre de 150-300 C. Des hydrocarbures comprenant entre 16 et 29 atomes de carbone ont effectivement été détectés dans ces fluides. À ce jour, aucun acide aminé n’a pu être détecté dans les fluides hydrothermaux.

Fig. 1 – Micrométéorites (50-100 µ m) collectées dans la glace de l’Antarctique. (Michel Maurette)

6La source extraterrestre représente la troisième filière possible. Les météorites carbonées représentées typiquement par les météorites d’Orgueil et de Murchison, renferment des composés organiques comme des hydrocarbures aliphatiques. Des hydrocarbures aromatiques polycycliques (HAP), kérogènes et fullerènes sont également présents. Des composés plus proches des composés biologiques ont été identifiés : acides carboxyliques, acides aminés, hétérocycles azotés, amines, amides, alcools, etc. La météorite carbonée de Murchison renferme plus de 70 acides aminés différents. Au nombre de ceux-ci on trouve 8 acides aminés protéiques. Dans plusieurs météorites carbonées, il existe un excès de la forme gauche (la forme biologique) des acides aminés pouvant atteindre 9 %. La découverte d’un rayonnement infrarouge polarisé circulairement dans le nuage moléculaire OMC1 de la nébuleuse d’Orion suggère que l’excès de forme gauche ayant conduit à la rupture de symétrie biologique pourrait avoir une origine extraterrestre. Des collectes de poussières interplanétaires dans les glaces du Groenland et de l’Antarctique par l’équipe de Michel Maurette permettent d’évaluer à environ 5 x 1024 g la quantité de micrométéorites accrétées par la Terre pendant les 200 millions d’années du bombardement intense. Considérant que 20 % en poids de ces micrométéorites ne fondent pas pendant la traversée atmosphérique et qu’elles contiennent en moyenne 2,5 % de carbone organique, la masse totale de kérogène livrée à la Terre fut de l’ordre de 2,5 x 1022 g, représentant une couche de 40 m d’épaisseur de « marée noire » à la surface de la Terre. Pour donner un ordre de grandeur, cette valeur représente 25 000 fois la valeur actuelle du carbone biologique recyclé à la surface de la Terre (~ 1018 g). Un acide aminé, l’acide α-amino isobutyrique a été détecté dans une de ces micrométéorites.

Fig. 2 – Le satellite automatique FOTON après son retour dans la plaine du Kazakhstan. (ESA)

Support expérimental de l’apport extraterrestre

7Un mélange de glaces d’eau, d’ammoniac, de méthanol, de monoxyde et dioxyde de carbone a été irradié au Laboratoire d’astrophysique de Leyde aux Pays-Bas, dans des conditions mimant celles du milieu interstellaire, c’est-à-dire vide poussé et température de –261 C. Une fois ramenés à la température ambiante, les échantillons ont été analysés dans notre laboratoire à l’aide de la chromatographie en phase gazeuse couplée à la spectrométrie de masse. Nous avons identifié seize acides aminés dont six, glycine, alanine, valine, proline, serine, acide aspartique, font partie des vingt acides aminés protéiques, démontrant ainsi que la synthèse d’acides aminés dans des conditions simulant le milieu interstellaire est possible.

8Par ailleurs, des films de mélanges de leucine contenant des proportions équivalentes de formes droite et gauche, ont été soumis au rayonnement dans l’ultra violet lointain polarisé circulairement de la ligne de lumière SU5 du synchrotron du LURE à Orsay pour simuler les conditions du milieu interstellaire. Les expériences ont permis de mettre en évidence un enrichissement en l’un des énantiomères de l’ordre de 1 à 2 %.

9Le voyage spatial des acides aminés a été étudié en orbite terrestre. Six acides aminés présents dans la météorite de Murchison ont été exposés aux conditions de l’espace pendant quinze jours à bord de capsules automatiques russes FOTON.

10Un troisième vol s’est déroulé à bord de la station MIR. Après trois mois en orbite terrestre, les acides aminés ont été détruits à hauteur de 50 %. Différentes protections minérales ont été utilisées, une argile, une poudre de basalte et une poudre de météorite. À épaisseur égale, c’est la poudre de météorite qui a présenté le meilleur pouvoir protecteur, à partir d’une épaisseur de 5 µm. En conséquence, toute micrométéorite de taille supérieure à 5 µm constitue un transporteur potentiel d’acides aminés dans l’espace.

Comment la matière peut-elle se mettre à vivre ?

11L’universalité du code génétique et le mode de fonctionnement cellulaire commun à tous les systèmes vivants actuels suggèrent que la vie terrestre est apparue sous les traits d’une mini cellule. À partir des petites molécules organiques, les chimistes se sont donc efforcés de reconstituer en laboratoire des modèles réduits de membranes, de protéines et d’acides nucléiques. Certaines substances organiques présentes dans les météorites carbonées de Murchison et d’Allende forment dans l’eau des cloisons qui ressemblent à des membranes. Des acides gras sont notamment présents dans ces météorites. Toutefois, les membranes produites à l’aide de ces composés amphiphiles, possédant à la fois un groupe hydrophile et un groupe hydrophobe, ne sont pas très stables, de sorte que des composés chimiques plus complexes ont vraisemblablement été nécessaires pour conférer une bonne stabilité aux membranes primitives.

12Toute une série de mini-protéines ont été construites sur une alternance stricte d’acides aminés hydrophiles et hydrophobes dans notre laboratoire à Orléans. Elles adoptent toutes une structure en feuillets dans l’eau par agrégation des groupes hydrophobes. Ces feuillets sont très résistants, ce qui a peut-être permis leur sélection sur la Terre primitive. Un acide aminé existe sous une forme gauche et une forme droite, images l’une de l’autre dans un miroir plan, et donc non superposables. On dit qu’ils sont chiraux, du grec kheir, la main. La formation de feuillets requiert l’utilisation d’acides aminés homochiraux, tous gauches ou tous droits. Lorsque les séquences alternées renferment à la fois des formes gauches et droites distribuées au hasard le long des chaînes, seuls les segments contenant au moins six acides aminés homochiraux consécutifs s’agrègent en feuillets. De nombreuses mini protéines manifestent une activité catalytique.

13La grande majorité des travaux de reconstitution d’acides nucléiques primitifs porte sur les ARN car ils sont considérés comme étant plus primitifs, que les ADN. La synthèse des ribonucléotides, les constituants élémentaires de l’ARN, dans des conditions prébiotiques s’est révélée très difficile. Une avancée remarquable a été réalisée en 2009 dans l’équipe de John Sutherland à l’université de Manchester. Plutôt que d’essayer de coupler le sucre à la base (adénosine, guanine, cytosine ou uracile), puis le nucléoside au phosphate, les chimistes anglais ont obtenu des ribonucléotides à cytosine et uracile, en partant des précurseurs du sucre, de la base et de phosphate, tout en irradiant le mélange réactionnel aux UV qui se sont avérés détruire les sous-produits indésirables. D’autres chimistes cherchent actuellement à exploiter des succédanés des ARN. Cependant, la formation spontanée de longs brins d’ARN dans les océans primitifs demeure encore inexpliquée.

Les signatures de la vie

14La recherche de traces de vie extraterrestre doit inclure toutes les formes de vie sans a priori. Cependant, là aussi, on s’inspire des traces fossiles laissées par les microorganismes terrestres. Les indices seront morphologiques qualifiant des microorganismes fossilisés mais également des structures minérales particulières possédant une cristallochimie atypique.

15Les roches sédimentaires les plus anciennes ont été découvertes dans le sud-ouest du Groenland et sont vieilles d’environ 3,8 milliards d’années. Ces sédiments renferment des kérogènes, molécules organiques complexes. Le carbone organique est enrichi de 18 ‰ par rapport au carbone minéral ce qui laisse à penser, mais ne prouve pas de manière certaine, l’existence d’une vie primitive, il y a 3,8 milliards d’années. Ces kérogènes ont subi d’importantes modifications au cours du temps pouvant aller jusqu’à la formation de graphite, ce qui rend leur analyse difficile.

16Les microorganismes fossiles les plus anciens ont été trouvés dans les sédiments de Barberton en Afrique du Sud et du Pilbara en Australie. Ces sédiments, vieux de 3, 2 à 3,5 milliards d’années, montrent l’existence d’une vie foisonnante dans des eaux littorales de faible profondeur, certains tapis microbiens ayant une structure feuilletée, les stromatolithes, produite par des microorganismes utilisant déjà l’énergie solaire. Frances Westall, au Centre de biophysique moléculaire à Orléans, a identifié des structures filamenteuses longues de dix à quelques centaines de microns de long, des bâtonnets de quelques microns de long et des structures sphériques et ovoïdes d’environ 1 micron de diamètre. La quantité de carbone liée à ces microfossiles est généralement très faible, entre 0,01 et 1 %, au maximum. Les isotopes du carbone ont été mesurés et présentent un enrichissement variable mais néanmoins significatif en carbone 12, ce qui semble bien traduire une origine biologique.

Fig. 3 – Stromatolithes, structures lamellées édifiées par des colonies de bactéries il y a 3,4 milliards d’années en Australie. (Walter Malcolm)

À la recherche d’une vie extraterrestre

17La recherche d’une vie extraterrestre va se concentrer prioritairement sur les corps célestes présentant des conditions similaires à celles qui ont permis l’apparition de la vie terrestre, à savoir l’eau et les molécules organiques.

Pourquoi l’eau ?

18Pour pouvoir s’assembler, les molécules des systèmes vivants doivent posséder une certaine mobilité. L’état solide n’est pas approprié car les molécules n’y sont pas mobiles. La phase gazeuse permet une diffusion rapide des molécules mais l’inventaire des molécules volatiles est très réduit. La phase liquide offre le meilleur environnement pour la diffusion et l’échange des molécules.

19Comparée à d’autres solvants envisageables comme l’ammoniac liquide, le sulfure d’hydrogène, le dioxyde de soufre, les hydrocarbures, les acides organiques ou les alcools, l’eau présente des propriétés très particulières. Compte tenu de son poids moléculaire, l’eau devrait être un gaz à la surface de la Terre. Son état liquide résulte du réseau dense de liaisons hydrogène liant les atomes d’oxygène aux atomes d’hydrogène. En plus de son aptitude à former des liaisons hydrogène, l’eau possède un important moment dipolaire de 1.85 debye. Cet important moment dipolaire favorise la formation des groupes ionisés, NH3+ et COO-, capables d’échanger des liaisons hydrogène avec les molécules d’eau, augmentant d’autant leur solubilité. De plus, la forte constante diélectrique ε de l’eau, égale à 80, contribue à solubiliser ces groupes ionisés en les maintenant séparés. En effet, pour des groupes ionisés porteurs de charges opposées Q et Q’ et séparés par une distance r, la force de recombinaison, donnée par F = QQ’/εr2, est inversement proportionnelle à ε. Ceci est également vrai pour les ions minéraux qui ont très probablement été associés aux molécules organiques dès les balbutiements de la vie.

20L’eau organise les molécules organiques qui possèdent deux types de groupes chimiques carbonés, les groupes hydrophobes qui ne contiennent que des atomes de carbone et d’hydrogène et qui, de ce fait, sont incapables de former des liaisons hydrogène et les groupes hydrophiles qui contiennent des atomes d’oxygène, d’azote et de soufre capables d’échanger des liaisons hydrogène avec l’eau. Lorsque ces deux groupes coexistent dans une même molécule, la dualité confère à cette molécule des géométries spécifiques. Lorsque les groupes sont séparés, comme dans les acides gras et les phospholipides, il se forme des micelles, des vésicules ou des liposomes par agrégation des groupes hydrophobes. En proche voisinage, les groupes hydrophiles et hydrophobes confèrent à la molécule des géométries spécifiques qui dépendent étroitement de l’ordonnancement de ces groupes (la séquence), comme nous l’avons démontré au laboratoire avec des peptides synthétiques (mini-protéines).

21L’eau est également un réactif chimique qui peut conduire certaines réactions chimiques à emprunter des chemins spécifiques. Un mélange constitué des acides aminés protéiques et non protéiques les plus abondants de la météorite de Murchison a été polymérisé dans l’eau, à Orléans. Le mélange isolé en in de réaction a été enrichi en acides aminés protéiques. Dans cette réaction, l’eau joue un rôle déterminant car c’est elle qui oriente la réaction dans le sens souhaité. Par ailleurs, la synthèse d’un acide aminé se fait habituellement selon la réaction de Strecker qui implique l’acide cyanhydrique, un aldéhyde et l’ammoniac pour former un aminonitrile. Ce dernier ne peut se transformer en acide aminé qu’en présence de deux molécules d’eau.

22L’eau produit des argiles par altération des silicates. Dès que l’eau fut présente à la surface de la Terre, de grandes quantités d’argiles furent en suspension dans les océans primitifs. Le rôle des argiles dans les processus chimiques qui ont conduit à la vie a été suggéré dès 1951 par John Desmond Bernal. Les argiles offrent une structure très ordonnée, une grande capacité d’adsorption et une protection contre les effets délétères des UV, elles concentrent les composés organiques et servent de matrice de polymérisation. Depuis l’hypothèse pionnière de Bernal, de nombreuses expériences de chimie prébiotique ont été menées avec succès en présence d’argiles.

23L’eau est un bon dissipateur de chaleur. Les fluides hydrothermaux, grâce à la chaleur fournie en permanence par le magma, constituent des réacteurs chimiques potentiels. Des températures élevées sont nécessaires pour mener à bien les synthèses organiques, mais elles présentent en même temps un sérieux danger car la survie des briques du vivant formées est très courte aux températures élevées. On peut cependant évoquer des phénomènes de trempe thermique de 350 C à 0 C puisque la température de l’eau des fonds océaniques est voisine de 0 C. Des chercheurs japonais ont réussi à polymériser la glycine, l’un des vingt acides aminés protéiques, en mimant les conditions de trempe thermique propre aux systèmes hydrothermaux sous marins.

24Enfin, les molécules d’eau sont très répandues dans l’Univers car elles résultent de la combinaison d’hydrogène et d’oxygène, les deux éléments réactifs les plus répandus dans le cosmos où ils représentent respectivement 70 % et 0,92 % de la masse totale de la matière ordinaire.

Pourquoi le carbone ?

25Toute la vie terrestre repose sur la chimie macromoléculaire. Les polymères de nucléotides forment les acides nucléiques ADN et ARN, des polymères d’hydrates de carbone stockent l’énergie, des chaînes hydrocarbonées forment les lipides des membranes et des polymères d’acides aminés constituent les protéines. Toutes ces macromolécules sont construites sur une ossature d’atomes de carbone et la vie sur Terre serait tout simplement impossible sans cette ossature. Il est difficile d’imaginer un autre élément offrant la même propension à former les édifices de plus en plus complexes nécessaires au développement de la vie. Le silicium est souvent proposé comme une alternative possible. Il est tétravalent comme le carbone et est donc susceptible de générer les édifices moléculaires de plus en plus sophistiqués permettant l’évolution des systèmes vivants. Situé juste en dessous du carbone dans le tableau périodique des éléments, l’atome de silicium est plus gros. Il s’en forme donc moins dans le cœur des étoiles et, de ce fait, il est moins abondant dans l’Univers. Cependant, de par le mode de formation du Système solaire, le silicium s’est retrouvé être très abondant dans la croûte terrestre où il représente 27,7 % de celle-ci, contre 0,094 % pour le carbone. À la différence de son cousin le carbone, le silicium n’a donc jamais été une denrée rare sur Terre. Si la chimie macromoléculaire du silicium avait eu les qualités requises pour se développer sur Terre, elle aurait dû donner naissance à une vie fondée sur le silicium, bien plus qu’une vie fondée sur le carbone, beaucoup plus rare. Or il n’en est rien.

26De par sa taille plus grande, l’atome de silicium forme des liaisons généralement plus faibles avec les autres atomes et génère des polymères plus fragiles, tout au moins dans les conditions environnementales qui ont prévalu à la surface de la Terre tout au long de son histoire.

27Placé dans des conditions extrêmes de température et de pression, le silicium peut néanmoins conduire à des polymères relativement stables mais se pose alors un problème de solubilité. Une autre difficulté du silicium a trait aux composés qu’il forme avec l’oxygène. Dans les processus métaboliques, certains polymères biologiques carbonés sont oxydés avec un dégagement de dioxyde de carbone gazeux qui est recyclé dans la photosynthèse. Le procédé équivalent produirait de la silice, difficilement recyclable. Le dernier argument en faveur du carbone vient de l’espace. Dans l’espace interstellaire, les radioastronomes ont identifié 11 molécules contenant du silicium et 112 molécules contenant du carbone, montrant clairement que la chimie du carbone est plus créative que celle du silicium.

Où chercher ?

Mars

28La planète Mars est l’objet d’une attention toute particulière. Les résultats fournis par les missions martiennes Mariner 9, Viking 1 et 2, Mars Pathfinder, Mars Global Surveyor, Mars Odyssey, Mars Express, les deux Mars Exploration rovers Spirit et Opportunity et la sonde Phoenix indiquent clairement que Mars a abrité de grandes quantités d’eau à sa surface.

29La présence permanente d’eau suppose une température constamment voisine ou supérieure à 0 C, température atteinte probablement grâce à l’existence d’une atmosphère dense générant un effet de serre important. Grâce à cette atmosphère, la planète a pu accumuler des micrométéorites à sa surface à l’instar de la Terre. Les ingrédients qui ont permis l’apparition de la vie sur Terre étaient donc rassemblés sur Mars. Il est dès lors tentant de penser qu’une vie élémentaire de type terrestre ait pu apparaître et se développer sur la planète rouge. Les sondes Viking n’ont pas trouvé de molécules organiques à la surface de Mars mais certaines météorites SNC (d’après les trois classes de météorites Shergotty, Nakhla et Chassigny) renferment des molécules organiques. Ces météorites, aujourd’hui au nombre de 50, proviennent très probablement de Mars. Parmi elles figure la fameuse météorite ALH 84001 présentée comme renfermant des nano bactéries martiennes fossilisées. Cette interprétation est aujourd’hui abandonnée.

Fig. 4 – Echus Chasma, région martienne riche en traces d’eau, photographiée par la caméra stéréo à haute résolution de Mars Express. (ESA)

30Les océans martiens ont déposé des sédiments, observés par les caméras de Mars Global Surveyor et de Mars Express et par le rover Opportunity. Des météorites martiennes sédimentaires représenteraient des matériaux privilégiés pour la recherche de signatures biologiques. Or, à ce jour, on ne dispose d’aucune météorite sédimentaire. Sont-elles détruites lors de l’entrée atmosphérique ? Pour vérifier ce point, des expériences de météorites artificielles ont été pilotées par l’équipe d’exobiologie du Centre de biophysique moléculaire, en collaboration avec des équipes autrichiennes, britanniques, néerlandaises et suisses. Une dolomie, carbonate de calcium et de magnésium, sertie dans le bouclier thermique d’un satellite automatique russe FOTON a été récupérée à hauteur de 30 %, démontrant ainsi que des sédiments extraterrestres peuvent survivre à l’impact atmosphérique. D’autres roches sédimentaires ont été inoculées avec une cyanobactérie photosynthétique vivant à moins de 5 millimètres sous la surface des roches. Malgré une ablation thermique importante, toutes les roches survécurent partiellement à l’entrée atmosphérique. Par contre, aucun microorganisme ne survécut. La mort des cyanobactéries photosynthétiques indique clairement que la photosynthèse terrestre a été créée sur place et n’a pas pu être importée de l’espace par le biais d’une météorite. Des roches sédimentaires renfermant des microorganismes fossilisés ont également survécu.

31Le spectromètre Planetary Fourier Spectrometer de Mars Express a détecté du méthane dans l’atmosphère de Mars. La teneur varie entre 10 et 30 parties par milliard. La présence de méthane a été confirmée depuis la Terre. Avec une durée de vie de 300 ans, il faut une source permanente de méthane : biologique ? géologique ? Pour trancher, il faudrait pouvoir détecter d’autres biomarqueurs gazeux (ammoniac, formaldéhyde) mais ces composés ont une durée de vie très courte, de l’ordre de quelques heures dans l’environnement martien.

32La mission américaine Mars Science Laboratory aura précisément comme objectif de rechercher des indices d’une éventuelle vie martienne en 2011. Les espoirs européens reposent sur la mission ExoMars actuellement à l’étude pour un lancement en 2018.

Europe

33Europe, le satellite de Jupiter, pourrait bien présenter des environnements marins ressemblant aux sources sous-marines terrestres. Europe tourne à une distance d’environ six cent mille kilomètres de Jupiter, donc suffisamment près pour être réchauffé par l’effet de marée dû au champ gravitationnel très important de la planète géante. En 1979 et 1980, la mission Voyager avait déjà photographié Europe et montré que sa surface était recouverte par de la glace entaillée de profondes crevasses. Depuis, le vaisseau spatial Galileo a fourni de très belles images montrant, notamment des blocs de glace ayant pivoté sur eux-mêmes. La surface présente peu de cratères d’impacts ce qui suggère un remodelage continu de la surface par des phénomènes cryovolcaniques ou tectoniques. Selon l’un des modèles de structure interne proposés, il y aurait un océan d’eau liquide sous quelques dizaines de kilomètres de banquise, la chaleur nécessaire au maintien de l’eau à l’état liquide étant apportée par les fortes marées internes. Des dépôts de sels ont été observés à la surface d’Europe par spectroscopie dans le proche infrarouge, dépôts qui pourraient provenir de remontées d’eau océanique salée. Enfin, la sonde Galileo a enregistré un champ magnétique induit dans celui de Jupiter traduisant la présence d’un conducteur électrique, très probablement de l’eau salée. Toutes ces observations plaident en faveur de l’existence d’un océan sous-glaciaire. Il est maintenant important de savoir s’il existe sur Europe un magma capable de transférer la chaleur du cœur planétaire vers le fond océanique pour créer des sources hydrothermales et, par conséquent, des molécules organiques. La mise en évidence d’un magma sur Europe fait partie des objectifs prioritaires de l’exploration d’Europe actuellement à l’étude. Si Europe a maintenu une activité de marée et une activité hydrothermale sous glaciaire, une vie microscopique a pu y apparaître et y est peut-être encore active aujourd’hui. Europe apparaît de plus en plus comme un lieu privilégié du Système solaire pouvant héberger de l’eau liquide et une vie microscopique en activité.

Titan

34Titan, le plus gros satellite de Saturne, possède une atmosphère dense de 1,5 bar constituée essentiellement d’azote (plus de 90 %) mais aussi de méthane et d’un peu d’hydrogène. L’atmosphère renferme également d’épais brouillards d’aérosols organiques. Les observations recueillies par les missions Voyager et Cassini-Huygens et les mesures faites à partir de la Terre indiquent clairement la présence de nombreux hydrocarbures et de nitriles dans ce milieu. Parmi ces composés organiques figurent l’acide cyanhydrique, l’acétylène, le cyanoacétylène, véritables passages obligés de la chimie prébiotique. Titan représente donc un véritable laboratoire de production de composés prébiotiques à l’échelle planétaire.

35Le chromatographe en phase gazeuse couplé à un spectromètre de masse (GC-MS) de la sonde Huygens de la mission NASA-ESA Cassini-Huygens lancée en octobre 1997 a mesuré, le 14 janvier 2005, la composition chimique et les abondances isotopiques, depuis une altitude de 140 km jusqu’à la surface : azote et méthane sont les principaux constituants de l’atmosphère, les rapports isotopiques 12C/13C suggèrent une fourniture permanente de méthane dans l’atmosphère, la surface est « mouillée » par du méthane liquide et est riche en composés organiques (cyanogène, éthane,…) et la présence de 40Ar traduit l’existence d’une activité géologique interne.

36Bien que des traces de vapeur d’eau aient été détectées par le satellite ISO dans la haute atmosphère, la température très basse, de l’ordre de -180 C, régnant près de la surface y interdit la présence d’eau liquide. Toutefois, les modèles de structure interne et les données de la mission Cassini-Huygens, suggèrent la présence d’aquifères profonds. Cet océan contiendrait de l’ordre de 10 % d’ammoniac et aurait une épaisseur d’environ 100 km. Il serait situé entre deux épaisses couches de glace d’eau. Il est possible que pendant les premières dizaines de millions d’années qui ont suivi la formation de Titan, cet océan ait été en contact avec l’atmosphère sur un fond rocheux, une situation analogue à celle des océans terrestres. Il est dès lors possible d’y envisager l’émergence d’une vie.

Encelade

37L’orbiteur saturnien Cassini a observé l’activité géophysique d’Encelade, un autre satellite de Saturne. Plusieurs des instruments de la mission ont mis en évidence la présence de gigantesques panaches de plusieurs centaines de km émis au pôle sud. Ces panaches sont principalement constitués de glace et de vapeur d’eau, mais contiennent aussi de nombreux composés organiques, méthane, acétylène, propane. Ces geysers pourraient provenir de réservoirs internes d’eau liquide sous pression, en contact avec un magma rocheux, hypothèse confortée par la présence de sel dans les panaches. Les conditions indispensables à l’apparition et au développement de la vie seraient donc présentes au sein d’Encelade.

Au-delà du Système solaire

38Au-delà du Système solaire, on sait aujourd’hui que la chimie organique est universelle. Il ne reste plus qu’à trouver de l’eau. Fin 2009, le catalogue des exoplanètes comptait 415 planètes géantes extrasolaires mais la plus petite d’entre elles, environ 2 fois la Terre, était trop près de son étoile pour être « habitable ». Les télescopes spatiaux COROT, lancés le 27 décembre 2006, et Kepler lancé le 6 mars 2009 seront capables de détecter des planètes telluriques en orbite autour d’autres étoiles. La recherche de la vie sur les planètes extrasolaires ne peut se faire que par l’analyse spectrale de ses manifestations, apparaissant comme des singularités dans l’atmosphère. Sur Terre, par exemple, l’oxygène atmosphérique est une singularité à deux titres : il est surabondant par rapport à la croûte terrestre et il devrait normalement disparaître par recombinaison avec les roches. Sa présence permanente est liée à l’existence d’une vie intense à la surface de la terre et ne manquerait pas d’attirer l’attention de tout extraterrestre observant la Terre à la recherche de vie. La présence de grandes quantités d’oxygène atmosphérique va être révélée par la raie caractéristique de l’oxygène à 760 nm à l’aide d’un spectrophotomètre dans le spectre visible de la planète. Pour des raisons pratiques, il est plus facile de rechercher la signature de l’ozone O3, dans le spectre infrarouge à 9,6 mm. La présence simultanée d’ozone (donc d’oxygène), de vapeur d’eau et de dioxyde de carbone apparaît aujourd’hui comme une signature probante d’une vie planétaire exploitant largement la photosynthèse. Deux projets actuellement à l’étude, portent sur la recherche d’exoplanètes de type terrestre : le projet américain TPF (Terrestrial Planet Finder) et le projet européen Darwin/IRSI (Infrared Space Interferometer). Ce dernier consiste à placer une flottille de quatre télescopes spatiaux qui seront couplés dans l’espace pour analyser les atmosphères planétaires par interférométrie et y rechercher des singularités dues à une activité biologique.

Conclusion

39Epicure rêvait d’une infinité de mondes vivants, rêve repris plus tard par de grands penseurs comme Giordano Bruno, Bernard Le Bovier de Fontenelle, Christiaan Huygens et Emmanuel Kant. À ce jour, ce rêve n’a pas encore reçu de réalité concrète. Cependant, on connaît de mieux en mieux les conditions qui ont permis l’émergence de la vie sur Terre et les sites extraterrestres où règnent ces conditions sont de mieux en mieux identifiés. Mais pourquoi cet acharnement à rechercher une vie extraterrestre ? Einstein apporta un élément de réponse en écrivant : Wichtig ist, dass man nicht aufhört zu fragen (Il est important de ne jamais cesser de questionner). C’est en effet la curiosité et l’impérieux besoin de comprendre qui a mené les humains jusqu’aux connaissances actuelles. Au-delà de l’impérieux besoin de comprendre, ces recherches ont démontré concrètement le rôle primordial de l’eau terrestre, partenaire incontournable de la vie et la fragilité de l’espèce humaine, entité minuscule perdue dans l’immensité de l’Univers. Nul ne peut prédire quels seront les besoins sociétaux de demain et les grandes avancées scientifiques se font souvent de façon fortuite, les voies de la découverte étant impénétrables. Sacrifier la recherche exploratoire, dite de connaissance, sur l’autel de la productivité à court terme handicaperait lourdement l’avenir de notre société.

Bibliographie

Références bibliographiques

• Brack A. et Leclercq B., 2003, La vie est-elle universelle ?, Paris, EDP Sciences.

• Brack A., 2004, Et la matière devint vivante, Paris, Le Collège de la Cité, Le Pommier.

• Brack A., 2005, L’exobiologie ou l’origine chimique de la vie, http://astro.u-strasbg.fr/goutelas/g2005/[pdf].

• Brack A., 2007, Découvrir la vie extraterrestre, Paris, Minipomme, le Pommier.

• Brack A. et Coliolo F., 2009, La vie dans l’Univers, entre mythes et réalités, Paris, La Martinière.

• Catalogue des exoplanètes : http://www.obspm.fr/encycl/catalog.html

• Catalogue des météorites martiennes : http://www.nirgal.net/meteori_table.html

• Catalogue des molécules interstellaires : http://www.astrochymist.org/astrochymist_ism.html

• Clancy P., Brack A. et Horneck G., 2005, Looking for life. Searching the Solar System, Cambridge, Cambridge University Press, Cambridge.

Table des illustrations

Légende Fig. 1 – Micrométéorites (50-100 µ m) collectées dans la glace de l’Antarctique. (Michel Maurette)
URL http://books.openedition.org/editionscnrs/docannexe/image/11575/img-1.jpg
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Légende Fig. 2 – Le satellite automatique FOTON après son retour dans la plaine du Kazakhstan. (ESA)
URL http://books.openedition.org/editionscnrs/docannexe/image/11575/img-2.jpg
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Légende Fig. 3 – Stromatolithes, structures lamellées édifiées par des colonies de bactéries il y a 3,4 milliards d’années en Australie. (Walter Malcolm)
URL http://books.openedition.org/editionscnrs/docannexe/image/11575/img-3.jpg
Fichier image/jpeg, 407k
Légende Fig. 4 – Echus Chasma, région martienne riche en traces d’eau, photographiée par la caméra stéréo à haute résolution de Mars Express. (ESA)
URL http://books.openedition.org/editionscnrs/docannexe/image/11575/img-4.jpg
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Auteur

Directeur de recherche honoraire CNRS et membre au Centre de Biophysique moléculaire du CNRS à Orléans. Astrobiologiste, il étudie les origines de la vie et recherche la vie dans l’Univers. Il est membre honoraire de l’Institut d’Astrobiologie de la NASA, président d’honneur du Réseau européen d’Astrobiologie et président d’honneur de Centre-Sciences, structure de vulgarisation de la région Centre. Il a publié près de 200 articles dans des revues internationales, de nombreux articles de vulgarisation et une dizaine d’ouvrages d’astrobiologie

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