l'Origine de la Vie
Vous trouverez ci-dessous une synthèse partielle du Colloque international tenu les 5 et 6 février 2014 par l’Académie Européenne Interdisciplinaire des Sciences (AEIS) à l’Institut Raymond Poincaré à Paris.
- le document 1 ci-après concerne la formation des systèmes stellaires et planétaires
- le document 2 qui suivra concerne les conditions d’apparition de la Vie
Françoise DUTHEIL
Formation des systèmes stellaires et planétaires (document 1)
(Colloque international de l’AEIS - 5 et 6 février 2014)
(synthèse partielle par Françoise DUTHEIL)
Pour comprendre la notion d’ « origine », il faut sans doute en premier lieu la séparer du « commencement ». C’est cette ambiguïté que le philosophe Karl JASPER a perçue et veut écarter quand il précise [1] la distinction entre l’origine et le commencement. Parlant de la philosophie, il dit que son commencement s’inscrit dans le temps. C’est le début d’un processus historique, ce qui n’est pas le cas de son origine qui est la fontaine d’où surgit constamment l’impulsion à philosopher. En confondant l’origine et le commencement, on identifie le fondement et le fondé, le principe et le phénomène.
L’idée du commencement entre en fait en conflit avec l’idée de l’infinité du monde dans le temps et dans l’espace, qui est une idée pure; et ce conflit est assoiffé de démonstration. L’idée d’un monde infini prétend connaître cette cause infinie qui lui échappe pourtant : dater la Vie, est-ce connaître son origine ?
L’étude de nos origines est reconnue comme l’un des plus grands défis scientifiques du XXIème siècle, et combine de nombreux aspects de la connaissance scientifique :
- quelle succession d’événements a conduit à la formation des planètes ?
- quels processus ont permis l’apparition de la vie sur notre Terre ?
- existe-t-il d’autres systèmes sur lesquels une forme de vie pourrait se développer ?
Depuis la découverte en 1995 de la première planète extrasolaire, de nombreuses autres exoplanètes (plus d’un millier) ont été trouvées dans des configurations qui soulèvent de nouvelles questions sur la formation des systèmes planétaires. De plus, les missions spatiales de ces dernières années ont permis de mieux comprendre la formation du système solaire. Alors que la Vie sur Terre se révèle d’une extraordinaire diversité, les progrès récents en « astrobiologie » permettent d’envisager la recherche d’indices de la présence de la Vie sur des exoplanètes comparables à la Terre, d’ici une ou deux décennies.
Les étoiles naissent de l’effondrement d’un nuage de gaz et de poussières
Le ballet céleste des corps du système solaire paraît étrangement ordonné et Pierre Simon Laplace [2] le notait déjà en 1796. Comment expliquer une telle coordination entre des dizaines de corps distants de centaines de millions de kilomètres ?
Une étoile et son disque compagnon, naissent (classe 1) dans des systèmes denses d’une nébuleuse de gaz et de poussière flottant dans l’espace, en rotation sur eux-mêmes. Cette poussière est-elle la matière primordiale, à peine altérée depuis le Big-Bang ?
Si une petite région du nuage – nommée cœur – est suffisamment froide et dense, sa propre gravité l’emporte sur la pression du gaz et il commence à s’effondrer sous son propre poids (classe 2). Le cœur devient de plus en plus dense et chaud. Une étoile de classe 3 atteint la température de fusion de l’hydrogène en hélium. La chaleur dégagée par la fusion augmente la pression, laquelle s’oppose à l’effondrement. Une partie de la matière forme l’étoile, (on parle d’étoiles naines qui représentent l’immense majorité des étoiles et incluent le Soleil) tandis que le reste s’accumule par accrétion dans le disque protoplanétaire.
Un champ magnétique faible est présent partout.
Parallèlement, deux jets symétriques de matière sont émis par les pôles à quelques dizaines de kilomètres par seconde. Ces jets s’étendent sur des distances considérables, jusqu’à plusieurs années-lumière de l’étoile dont ils sont émis, contribuant à entretenir la turbulence du nuage moléculaire.
Au bout d’une moyenne de 2 millions d’années, la nouvelle étoile, désormais visible, s’installe dans un équilibre dynamique qui peut durer des millions à des milliards d’années.
A noter que seul un tiers de la masse d’un nuage se retrouve dans la nouvelle étoile. Le reste se perd dans l’espace.
Si vous regardez le ciel par une nuit bien noire, vous pouvez voir la trainée de lumière diffuse de la Voie Lactée. Elle est interrompue par des zones sombres : ce sont des nuages interstellaires dont les particules de poussière interceptent la lumière des étoiles et les rendent opaques à notre vision. C’est dans ces nuages de poussière que naissent les étoiles, phénomène donc caché depuis la Terre.
Les étoiles massives sont rares et ne vivent pas longtemps, mais elles jouent un rôle très important dans l’évolution des galaxies. Elles injectent de l’énergie dans le milieu interstellaire à la fois par leur rayonnement et par le flot de matière qu’elles éjectent. A la fin de leur vie, elles explosent en supernovae, restituant de la matière enrichie en éléments lourds. La Voie Lactée est criblée de bulles et de vestiges de supernovae crées par ces étoiles.
En effet au départ, le gaz se trouve sous forme d’atomes, car le rayonnement énergétique des étoiles casse aussitôt les molécules. Il est diffus, avec environ 1 atome d’hydrogène par cm3. Nouvelle étape : en se refroidissant le gaz se condense néanmoins en nuages, comme la vapeur d’eau le fait dans notre atmosphère. Ce faisant, il libère de l’énergie. Le milieu étant très peu dense, cette énergie ne peut être évacuée par collisions ; le moyen est l’excitation et la réémission dans l’infrarouge lointain de certains éléments tels le Carbone ionisé à des longueurs d’ondes auxquelles l’atmosphère terrestre est opaque (158 micromètres).
A mesure que les nuages se refroidissent, ils deviennent plus denses. Quand ils atteignent environ 1000 atomes par cm3, ils sont assez épais pour bloquer le rayonnement ultraviolet énergétique des étoiles environnantes. Les atomes d’hydrogène peuvent alors se recombiner et former des molécules.
Ces nuages turbulents dits « moléculaires » contiennent des composés allant de l’Hydrogène moléculaire aux molécules organiques qui auraient pu jouer un rôle dans l’apparition de la Vie sur Terre. Mais au-delà de ces étapes, la piste s’efface.
Chacune de ces découvertes pose encore question aux astrophysiciens, telle : d’où viennent les nébuleuses gazeuses à l’avènement de l’étoile ? D’un mélange de matériaux produits lors du Big-bang ? C’est l’éternel débat de l’inné et de l’acquis…à l’échelle cosmique ! Tant qu’ils ne le comprendront pas, les astronomes ne peuvent pas espérer expliquer l’existence » de planètes dans d’autres systèmes stellaires.
La Formation des Planètes et du système solaire
Les astronomes ne se sont mis d’accord que vers les années 1980 sur les grandes étapes de la formation des planètes : une nébulosité s’est isolée dans le milieu interstellaire et s’est effondrée sur elle-même. Le centre a donné naissance au Soleil et un disque est apparu dans le plan équatorial du Soleil. Ce jeune Soleil a commencé sa vie en se contractant, jusqu’à sa taille actuelle. Il était alors si chaud que le disque était initialement à l’état gazeux.
Au moment où les réactions thermodynamiques de fusion de l’Hydrogène en Hélium ont démarré, le Soleil avait alors acquis une source d’énergie pour des milliards d’années, mais il était plus froid que lors de l’étape précédente. Le gaz refroidi s’est alors solidifié en grains d’une taille de quelques microns à quelques millimètres. Dans ce disque de grains issu du disque gazeux, des instabilités d’une taille d’environ 500 mètres sont alors apparues pour former des planétésimaux qui ont subi de très nombreuses collisions mutuelles. Quand elles étaient violentes, les planétésimaux ont été brisés en morceaux. Quand elles étaient douces, ils se sont rassemblés pour former des corps plus gros. Cette succession de fragmentations et d’accrétions a fait apparaître un disque d’embryons qui a succédé au disque de planétésimaux. Ces embryons ont typiquement une taille de l’ordre de quelques centaines de kilomètres. Les interactions et les collisions entre tous ces embryons ont conduit aux disques des 8 planètes que nous connaissons aujourd’hui.
Ce mécanisme a donc été très efficace pour former les 4 planètes telluriques que sont Mercure, Vénus, la Terre et Mars.
Il est très différent pour les 4 planètes géantes : Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Elles sont entourées d’anneaux et de nombreux satellites. Situées loin du Soleil, elles baignaient dans un gaz d’Hydrogène et d’Hélium, qui représente 99% de la masse du milieu interstellaire.
En effet, les éléments les plus légers comme l’Hydrogène et l’Hélium sont animés de mouvements d’agitation d’autant plus rapides que la température est plus élevée. C’est ainsi que les molécules d’Azote et d’Oxygène que vous respirez à l’instant s’agitent à 1800 km/h dans l’air qui vous entoure. Elles filent à des vitesses supersoniques.
Quand on s’approche du Soleil, la température augmente et les éléments légers (près du Soleil, quelques centaines de degrés Kelvin) se sont évadés avant même que les planètes n’aient été formées. Comme 99% de la nébuleuse primitive était composée d’Hydrogène et d’Hélium, les planètes les plus proches du Soleil se sont formées à partir de résidus et leur masse est beaucoup plus faible que celle des géantes. Elles ont été fabriquées à partir d’éléments plus lourds tels que le Silicium, le Carbone, l’Aluminium, le Calcium, le Magnésium, le Fer et d’autres qui, combinés avec l’Oxygène, forment les minéraux et les roches.
Il n’y a pas d’anneau autour de la Terre, tout simplement parce qu’il n’y avait pas suffisamment de matériau disponible autour d’elle.
Les planètes terrestres, qui n’ont ni Hydrogène ni Hélium, ni anneau, ni systèmes de satellites, pourraient nous paraitre comme de pauvres débris peu intéressants si nous n’habitions l’une d’entre elles : la TERRE.
Les planètes géantes ont été formées loin du Soleil, et les très basses températures (de -240 à -150° Celsius), n’ont pas permis aux gaz légers de s’évader. La composition des planètes est alors proche de celle de la nébuleuse de gaz primitive qui est l’ancêtre commun du Soleil et des planètes. Contrairement à la Terre, elles ont conservé toutes les glaces et tous les gaz légers initialement présents. Elles sont gazeuses et on ne rencontre pas de croute solide.
Les planètes telluriques, situées dans la chaleur du jeune Soleil, n’ont pas rencontré de gaz et ont une croute solide. Elles ont été assemblées à partir d’un matériau beaucoup moins abondant. Après des débuts agités, un monde harmonieux a pu apparaître.
La Formation de la Terre
La plus grosse des planètes telluriques est la Terre, avec un rayon de 6.378 km, énorme à l’échelle humaine, mais pourtant dix fois plus petite que Jupiter et 100 fois plus petite que le Soleil.
Si la Terre a cette position, cette masse et ce mouvement, et si la VIE a pu s’y développer, c’est grâce à la plus grosse planète, Jupiter, car il semble que Jupiter ait été formé en premier dans la genèse des autres planètes.
La Terre, probablement issue (avec la Lune) de la collision de deux planètes dans une catastrophe majeure, s’est solidifiée il y a 4,4 milliards d’années.
En effet, à environ 800 millions d’années après sa naissance, toutes les planètes et les satellites ont été criblés par une multitude de projectiles de toutes tailles. La Lune en garde encore de nombreuses cicatrices qui ont permis de dater l’événement. Cet épisode, appelé le « Grand Bombardement tardif », est contemporain de l’apparition de la VIE sur Terre. Certains pensent même que ce bombardement a joué un rôle important en y apportant du matériau indispensable à la Vie en fragilisant la croûte terrestre, et en permettant le démarrage de la dérive des continents.
La théorie la plus reconnue aujourd’hui, d’après un scénario de collision, est qu’un corps de la taille de Mars aurait heurté la Terre, projeté des débris aux alentours, qui se seraient ensuite assemblés pour former la Lune.
… à suivre document 2 : les conditions d’apparition de la Vie…
Françoise DUTHEIL
