Y a-t-il de la vie sur d’autres mondes ? Si d’autres planètes peuvent soutenir la vie chimiquement telle que nous la connaissons ici sur terre, comment cela se rapporte-t-il à l’origine de la vie elle-même ?
Les scientifiques ont longtemps spéculé sur la théorie selon laquelle la vie dans sa forme la plus primitive pourrait être la prochaine étape de l’évolution cosmique après la formation des planètes. Bien que ce ne soit encore qu’une théorie, de nouvelles idées sur l’origine des planètes et de récentes découvertes en chimie lui ont apporté un soutien.
Par exemple, à quarante millions de kilomètres de la Terre, à l’heure où nous écrivons ces lignes, se trouve Mars, une planète plus froide que la Terre, sans oxygène dans son atmosphère et avec peu d’eau à sa surface. Un homme transporté sur Mars serait haletant et mourrait – et la plupart des autres organismes familiers périraient également.
Pourtant, depuis plus d’un demi-siècle, les astronomes ont observé de légères variations saisonnières de couleur sur la planète ; variations coïncidant apparemment avec la disponibilité de l’eau. Celles-ci ont été interprétées comme la preuve d’une vie végétale sur Mars, une vie spécifiquement adaptée aux rigueurs de l’environnement martien. Si les changements de couleur signalés sont réels, il ne semble pas y avoir d’autre interprétation raisonnable.
En outre, les observations spectroscopiques marginales de W. M. Sinton suggèrent qu’il pourrait y avoir des molécules avec des liaisons C-H à la surface de Mars. Le carbone et l’hydrogène sont des éléments fondamentaux pour tous les organismes terrestres, et la liaison chimique qui les combine est essentielle pour la structure des protéines, des acides nucléiques et d’autres blocs de construction biologiques. Est-il possible, alors, que le même type de vie, similaire dans sa composition chimique de base, soit apparu deux fois dans le même système solaire ? Bien que spéculatif dans certains de ses détails, le schéma général de l’évolution cosmique est assez bien établi.
L’évolution cosmique commence par un énorme nuage de poussière cosmique, tel qu’il existe aujourd’hui entre les étoiles. Un tel nuage présente une abondance « cosmique » d’éléments, étant composé principalement d’hydrogène et d’hélium, avec seulement un petit mélange d’éléments plus lourds. Ici et là, la matière sera un peu plus dense que dans les régions voisines. Les régions plus diffuses seront attirées gravitationnellement vers la région la plus dense, qui, par conséquent, augmentera en taille et en masse. Au fur et à mesure que la matière afflue vers le noyau central en condensation, la conservation du moment angulaire fera tourner toute la région, le noyau et la matière qui afflue, de plus en plus vite.
En outre, comme de grandes quantités de matière continuent à entrer en collision avec le noyau, sa température augmentera régulièrement. Après peut-être cent millions d’années, la température au centre du nuage aura atteint environ quinze millions de degrés. C’est la température d’allumage des réactions thermonucléaires (comme la conversion de l’hydrogène en hélium dans la bombe à hydrogène). À ce moment-là, le noyau du nuage deviendra une étoile, qui s’allumera et rayonnera de la lumière et de la chaleur dans l’espace proche. Si la rotation est suffisamment rapide, l’étoile en formation se séparera dans certaines conditions en parties plus petites, produisant un système d’étoiles doubles ou multiples.
Maintenant que l’étoile se forme, il y a encore un grand nuage de poussière qui entoure l’étoile et tourne avec elle. Dans ce nuage, la nébuleuse solaire, de petites régions plus denses commencent à attirer la matière proche, comme dans la formation d’une étoile. Cependant, les protoplanètes qui se développent à partir de ces régions, (dans le champ gravitationnel de l’étoile proche), ne s’élèvent jamais par chauffage collisionnel à la température d’allumage thermonucléaire, et deviennent donc des planètes et non des étoiles.
Gerard P. Kuiper, professeur d’astronomie à l’Observatoire Yerkes, a décrit comment les planètes se forment de cette manière ces dernières années. Dans les protoplanètes en formation, les éléments les plus lourds auraient tendance à descendre vers le centre, laissant l’hydrogène et l’hélium, beaucoup plus abondants, comme principaux constituants de l’atmosphère entourant les nouvelles planètes. Lorsque l’étoile nouvellement formée « s’allume », la pression de radiation aura tendance à souffler cette atmosphère.
Cependant, si la protoplanète est très massive, ou très éloignée du soleil, l’attraction gravitationnelle de la protoplanète pour une molécule de gaz peut être supérieure à la force de radiation qui tente de la souffler, et la protoplanète peut conserver une atmosphère. Cette atmosphère peut être un résidu de la proto-atmosphère, ou peut être due à des exhalaisons gazeuses provenant de l’intérieur de la planète. Par exemple, l’atmosphère actuelle de la terre est due à des exhalaisons ; l’atmosphère actuelle de Jupiter est résiduelle.
De cette manière, on peut comprendre, de façon générale, les atmosphères des planètes de ce système solaire :
- Mercure : Non massive, proche du soleil, conserve une atmosphère négligeable.
- Vénus : Plus massive que Mercure, plus éloignée du soleil, ne conserve que le gaz lourd, le dioxyde de carbone.
- Terre : Conserve les gaz plus légers, l’azote, l’oxygène et la vapeur d’eau, mais a perdu presque tout l’hydrogène et l’hélium.
- Mars : Bien que plus éloignée du soleil, est moins massive que la Terre ou Vénus, et ne conserve donc principalement que le gaz lourd, le dioxyde de carbone.
- Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune : Beaucoup plus éloignés du soleil et très massifs, ils conservent beaucoup d’hydrogène et d’hélium, alors que les autres planètes ont perdu les leurs.
Un fait concernant notre système solaire qui a sonné le glas de nombreuses cosmogonies est le fait que, bien que plus de 99 % de la masse du système solaire soit dans le soleil, plus de 98 % du moment angulaire du système est dans les planètes. C’est comme si l’inertie de rotation avait été transférée du soleil aux planètes. H. Alfven a expliqué ce phénomène par un freinage magnétique de la rotation du soleil, dû à l’interaction de « son champ magnétique avec la nébuleuse solaire ionisée ». Sur cette base, l’existence d’une nébuleuse solaire à partir de laquelle se forment des systèmes planétaires va entraîner une rotation de plus en plus lente de l’étoile centrale.
Maintenant, l’origine des planètes doit dépendre de la température de l’étoile centrale. Si elle est trop froide, l’atmosphère des protoplanètes ne sera pas soufflée, ce qui aboutira peut-être à la formation d’un système de planètes similaires à Jupiter, mais encore plus grandes et plus massives. En revanche, si l’étoile est trop chaude, la pression de radiation dispersera rapidement la nébuleuse solaire, laissant, le cas échéant, de petites planètes sans atmosphère, ou un système de millions de minuscules astéroïdes. Pour que des planètes se forment, la température de l’étoile doit se situer entre ces extrêmes.
Il y a une autre raison de croire que les étoiles chaudes n’ont pas de planètes. Si la formation de systèmes planétaires et le ralentissement de la rotation stellaire proviennent tous deux de l’existence de nébuleuses solaires, alors nous devrions nous attendre à ce que les étoiles chaudes qui dissipent leurs nébuleuses solaires et ne forment pas de planètes tournent plus vite. C’est exactement ce que l’on observe ! Plus l’étoile est chaude, plus la rotation est rapide. Les étoiles plus froides tournent plus lentement que ce à quoi on pourrait s’attendre.
À une température d’environ 7000 degrés, caractéristique de ce qu’on appelle les étoiles F, il y a une grande diminution soudaine des vitesses de rotation moyennes, et il est possible, peut-être, qu’en dessous de cette température, toutes les étoiles conservent suffisamment de leurs nébuleuses solaires pour former des planètes, (à condition qu’elles n’aient pas épuisé leurs nébuleuses solaires en formant des systèmes de soleils doubles ou multiples).
Le nombre de ces étoiles se situe entre un et dix pour cent du nombre total d’étoiles, ce qui suggère qu’il y a jusqu’à dix milliards de systèmes solaires dans notre seule galaxie. Parmi ceux-ci, peut-être un pour cent, soit 100 millions ont des planètes comme la terre. Quelle est la probabilité de vie sur ces mondes ?
Puisque l’élément le plus abondant, cosmiquement, est l’hydrogène, l’atmosphère des premières protoplanètes de tout système doit contenir beaucoup d’hydrogène et de composés d’hydrogène. Les composés d’hydrogène du carbone, de l’azote et de l’oxygène sont probablement les plus abondants dans la proto-atmosphère. Ce sont, respectivement, le méthane, CH4, l’ammoniac, NH3, et la vapeur d’eau, H20.
En 1953, Stanley Miller, PhD’54, alors étudiant diplômé travaillant sous la direction du professeur Harold C. Urey a montré que lorsque l’hydrogène, le méthane, l’ammoniac et la vapeur d’eau sont mélangés ensemble, et alimentés en énergie, certains composés organiques fondamentaux sont produits. (La source d’énergie dans les protoatmosphères est probablement la lumière ultraviolette du soleil autour duquel tourne la protoplanète.)
Ces composés sont presque tous des acides aminés, les blocs de construction biochimiques à partir desquels les protéines sont construites. Il y a également quelques raisons de croire que les acides aminés conduisent à la formation de purines et de pyrimidines, qui sont à leur tour des blocs de construction pour les acides nucléiques. Les protéines et les acides nucléiques sont les deux constituants fondamentaux de la vie telle que nous la connaissons sur terre ; les matériaux héréditaires tels que les gènes et les chromosomes sont composés peut-être exclusivement d’acides nucléiques et de protéines. En outre, les enzymes, qui catalysent les réactions chimiques lentes et rendent ainsi possibles les formes de vie complexes, sont toujours des protéines.
Des expériences d’une importance comparable à celles de Miller ont été réalisées par S. W. Fox. Fox a appliqué de la chaleur, entre 100 et 200 degrés centigrades, à des molécules simples, telles que celles synthétisées par Miller. Cette procédure simple a produit de petites quantités de molécules organiques complexes qui se trouvent être largement distribuées dans tous les organismes terrestres. En particulier, Fox a produit de l’acide uréidosuccinique, un intermédiaire clé dans la synthèse des acides nucléiques. Les températures requises par Fox peuvent facilement être fournies par le chauffage radioactif de la croûte de la planète. Il existe des preuves qu’un tel chauffage radioactif est une partie normale de l’évolution précoce de toutes les planètes.
Maintenant, il est vraiment frappant que les molécules produites par Miller et Fox soient précisément les molécules nécessaires pour former la vie telle que nous la connaissons. Presque aucune molécule n’a été produite qui ne soit pas fondamentalement impliquée dans les organismes terrestres modernes.
Les processus décrits par Miller et Fox se produiraient probablement sur au moins une planète de chaque étoile à température modérée. Tout ce qui est nécessaire est un moyen de rassembler les molécules produites par ces processus en un seul endroit où elles peuvent interagir. Un milieu liquide à la surface de la planète remplit admirablement cette fonction. Les molécules produites dans l’atmosphère tomberaient dans ces masses de liquide, et les molécules produites sur terre par l’application de chaleur y seraient également entraînées. Bien que des mers d’ammoniac liquide ou d’acide fluorhydrique puissent servir, on peut montrer que les mers d’eau seraient les plus efficaces pour recueillir et préserver les biomolécules.
La seule planète de chaque système que nous considérons a probablement possédé des mers d’eau liquide au début de son histoire, et donc sur de telles planètes, on peut s’attendre à la production de protéines et d’acides nucléiques.
Maintenant, les protéines et les acides nucléiques ont quelques propriétés inhabituelles ; pour autant que nous le sachions, celles qui ne se trouvent dans aucune autre molécule. Ils peuvent former une nouvelle molécule qui non seulement peut construire d’autres molécules identiques à partir de la matière flottant dans la mer autour d’elle, mais qui, si elle est modifiée d’une certaine manière, peut également construire des copies de sa structure modifiée. Une telle molécule ou collection de molécules mutantes et autoreproductibles doit subir une sélection naturelle. Pour ces raisons, elle doit être identifiée comme le premier être vivant sur la planète en question.
Ainsi, il pourrait y avoir 100 millions de planètes dans cette seule galaxie sur lesquelles fleurissent des organismes au moins biochimiquement apparentés à nous-mêmes. D’autre part, du fait de la sélection naturelle, ces organismes doivent être bien adaptés, chacun à son propre environnement. Puisque même de légères différences dans l’environnement finissent par provoquer des différences extrêmes dans la structure des organismes, nous ne devrions pas accepter que les formes de vie extraterrestres ressemblent à quoi que ce soit de familier. Mais il y a des raisons de croire qu’elles existent.