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EXOBIOLOGIE

Quelle est l’origine de la vie sur Terre? Les processus qui ont permis son apparition ont-ils pu se produire ailleurs? Sinon, sommes-nous seuls dans l’Univers? Avec le développement de l’exploration spatiale, ces questions sont devenues le thème central d’un nouveau domaine de recherche, l’exobiologie. En effet, dès les premières missions Apollo, en 1969, les scientifiques se sont trouvés directement confrontés au problème de l’éventualité d’une vie extraterrestre. C’est à cette époque que l’étude des possibilités de vie ailleurs que sur la Terre est entrée officiellement dans le domaine scientifique. C’est à cette même époque que le biologiste américain Joshua Lederberg a forgé le mot exobiology pour désigner la recherche et l’étude de la vie en dehors de notre planète. Ce terme englobe désormais tout ce qui concerne l’étude de la vie dans l’Univers. Plus précisément, il s’agit de l’étude des origines, de la distribution et de l’évolution de la vie et des structures et processus qui y sont associés dans l’Univers. Parallèlement, un nouveau vocable, bioastronomie, est apparu, mais on peut considérer qu’il désigne le même domaine, avec cependant une vision plus astrophysique.

Les approches suivies dans ce vaste domaine, largement pluridisciplinaire, sont nombreuses. L’une des plus importantes, et qui a sans doute été la plus fructueuse jusqu’à présent, est très indirecte, mais indispensable: il s’agit d’étudier la vie sur Terre et, plus particulièrement, ses origines. Cette voie, essentielle pour pouvoir appliquer l’exemple biologique terrestre à d’autres environnements, est décrite en détail dans l’article ORIGINE DE LA VIE. Une autre approche, beaucoup plus directe mais très spéculative, prend précisément comme hypothèse que tout ce qui s’est passé sur Terre s’est produit ailleurs et que nous pouvons envisager qu’il y a dans notre Galaxie d’autres civilisations intelligentes ayant développé des technologies au moins égales à la nôtre. Recherchons donc leurs signaux, en particulier ceux qui utilisent les ondes électromagnétiques, pour les détecter; il s’agit de l’approche S.E.T.I. (Search for Extraterrestrial Intelligence). Enfin, une troisième approche, tout aussi directe mais moins spéculative, et, surtout, beaucoup plus systématique, consiste à rechercher ailleurs des traces de vie primitive ou de processus d’intérêt biologique, en étudiant des objets extraterrestres, soit par analyses in situ, soit par mesures à distance.

Mais de quelle vie s’agit-il? Et tout d’abord, comment définir la vie? Le seul exemple que nous connaissions pour l’instant – la vie terrestre – nous permet de la caractériser par un ensemble de propriétés dont la présence simultanée est spécifique du vivant: autoreproduction, évolution et mutation, complexité (avec un très haut niveau d’information contenue), et homéostasie (autorégulation face aux contraintes du milieu extérieur). De plus, c’est une vie fondée sur la chimie du carbone et utilisant l’eau liquide qui semble la plus probable. Les propriétés chimiques et physico-chimiques des molécules carbonées et celles de l’eau liquide, ainsi que leur abondance dans l’Univers sont les principaux arguments invoqués pour cette hypothèse réductrice.

L’exobiologie dans le système solaire

Météorites et micrométéorites

Jusqu’à la mission Apollo-11, en 1969, les seuls échantillons de matière extraterrestre dont nous disposions étaient les météorites. Parmi celles-ci, les chondrites carbonées contiennent des quantités notables de carbone – jusqu’à plusieurs pour-cent –, dont une partie est constituée de matière organique complexe. L’analyse de ces météorites n’a pas permis de détecter de système vivant extraterrestre, bien que l’analyse, en 1996, de l’une des météorites SNC (d’après les types de météorites Shergotty, Nahkla et Chassigny), considérées comme provenant de la planète Mars, semble montrer qu’elle renferme, bien que non carbonée, des traces de la présence d’une vie microscopique martienne. Si cette interprétation est contestée, il est en revanche parfaitement établi que les chondrites carbonées contiennent de nombreux composés organiques, incluant des composés d’intérêt biologique ou leurs précurseurs. On a en effet détecté dans la plupart de ces météorites, telles Allende, Murchison, Murray ou Orgueil, des acides aminés et des bases puriques (dont les trois biologiques) et certaines bases pyrimidiques, y compris l’uracile. Les acides aminés sont généralement en mélange racémique (pourcentages égaux des deux forme énantiomères D et L) et comprennent des composés protéiques et des composés non biologiques. Signalons toutefois qu’une étude de John Cronin et S. Pizzarello semble montrer la présence d’un léger excès d’acides aminés L par rapport à leur énantiomère D, d’origine non biologique, dans la météorite carbonée de Murchison.

L’étude de ces matériaux primitifs présente donc un intérêt considérable pour l’exobiologie et reste d’ailleurs tout à fait d’actualité, en parallèle avec l’exploration spatiale. Ce domaine a connu depuis la fin des années 1970 un développement important, à la suite de la découverte en Antarctique de nombreuses météorites et micrométéorites parfaitement conservées. La collecte de ces dernières est devenue systématique et leur étude ouvre de nouvelles voies de recherche sur les origines de la vie ^{[cf. ORIGINE DE LA VIE]}.

De Mercure à la Terre

Mercure, planète la plus proche du Soleil, n’a pratiquement pas d’atmosphère. Il est probable qu’aucune chimie organique complexe ne se déroule à sa surface. Son intérêt exobiologique est donc très limité. Il en est de même de Vénus, planète très chaude possédant, au contraire de Mercure, une atmosphère très dense avec une pression au sol très élevée. Les conditions qui règnent sur Vénus sont incompatibles avec la présence de la vie. En effet, trop proche du Soleil, cette planète n’a pu conserver l’eau à sa surface et n’a pu diminuer la quantité de dioxyde de carbone (CO²) atmosphérique en le transformant en carbonate solide. Ce dioxyde de carbone a, par effet de serre, maintenu la surface à une température élevée.

D’après les modèles expérimentaux et théoriques (développés dans les laboratoires terrestres ...), il apparaît que l’atmosphère de Vénus, du fait de sa composition chimique (96 p. 100 de C² et 3,5 p. 100 de diazote ²), n’est pas favorable aux synthèses organiques. En accord avec ces prévisions, son analyse par télédétection et par mesures in situ a mis en évidence la présence de nombreux composés inorganiques, mais d’aucun composé organique. Ce résultat suggère, lui aussi, que toute vie est absente de Vénus. Cette planète n’a cependant pas toujours été aussi hostile. Il est en effet possible qu’elle ait connu, il y a trois milliards d’années, des conditions analogues à celles de la Terre, avec une température de surface compatible avec la présence d’eau liquide et l’émergence de la vie. Bien que la mise en évidence de cette très hypothétique vie passée soit exclue, l’étude de Vénus présente un grand intérêt exobiologique. En particulier, l’étude comparative de Vénus et de la Terre montre que ces deux planètes étaient à l’origine très semblables. Leurs distances au Soleil différentes – 0,7 unité astronomique pour Vénus et 1 pour la Terre – a conduit, après 4,6 milliards d’années d’évolution, à la situation actuelle.

La Terre jouirait donc d’une situation privilégiée, avec une distance au Soleil parfaitement adaptée au maintien de l’eau liquide, à l’évolution chimique vers la vie et au développement de celle-ci vers une vie intelligente. Ainsi, notre planète est certainement l’objet le plus intéressant du système solaire pour l’exobiologie, non seulement pour l’étude de l’origine de la vie, mais aussi pour les indices qu’elle peut fournir pour la recherche de vie sur une autre planète. En effet, un extraterrestre qui l’explorerait à distance, comme l’a fait la sonde Galileo lorsqu’elle a frôlé la Terre en 1990, y repérerait beaucoup d’indices suggérant qu’elle abrite la vie. La présence dans son atmosphère d’une concentration importante d’oxygène moléculaire et d’une fraction notable d’ozone fait partie de ces signes très spécifiques.

Le satellite de notre planète a aussi, bien que plus limité, un intérêt exobiologique. L’exploration de la Lune grâce au programme américain Apollo a fourni à l’homme la première occasion d’étudier in situ une quasi-planète. Deux mille échantillons lunaires, soit environ 400 kilogrammes, ont été rapportés sur Terre entre 1969 et 1972. Bien que cette possibilité ait été sérieusement prise en compte au début du programme Apollo, aucun organisme vivant extraterrestre, ni d’ailleurs aucun composé organique complexe, n’a été trouvé dans ces échantillons. Les pierres lunaires ont toutefois été extraordinairement riches en informations sur l’histoire de notre propre planète, et en particulier sur ses origines. L’aventure lunaire nous a aussi amenés à examiner pour la première fois de façon systématique le problème de la vie extraterrestre et de ses conséquences sur le destin de notre planète. Elle est à l’origine de cette nouvelle science, l’exobiologie.

De Mars aux planètes extérieures

Malgré ses dimensions (son diamètre est environ la moitié de celui de la Terre) et son atmosphère ténue, Mars a souvent été et est encore considérée comme le meilleur site dans le système solaire pour la recherche d’une vie extraterrestre.

Dans les années 1860 à 1870, plusieurs astronomes, tels l’Anglais William Rutter Dawes et les Italiens Pietro Angelo Secchi et Giovanni Virginio Schiaparelli croient, en observant la surface de Mars, y déceler la présence de gigantesques canaux. Des canaux artificiels? Mars abriterait-elle ou aurait-elle abrité une vie intelligente et technologiquement avancée? À partir des années 1890, l’Américain Percival Lowell va dépenser la majeure partie de son temps, et de sa fortune, à tenter de vérifier cette hypothèse à partir de l’observatoire de Flagstaff, en Arizona, qu’il fait lui-même construire. Il faudra attendre les années 1940 pour que cette idée – issue de fausses interprétations d’observations elles-mêmes trop limitées – soit définitivement abandonnée, grâce aux observations plus précises de la planète rouge. Les sondes Mariner qui survolent Mars dans les années 1960-1970 confirment définitivement l’absence de tels canaux. Il en est de même de la mission Viking qui, de 1976 à 1982, a effectué une étude détaillée de Mars par télédétection et par mesures in situ. Cette mission reste la source principale de nos connaissances sur Mars.

À l’instar de Vénus, la planète rouge possède une atmosphère composée principalement de dioxyde de carbone (95 p. 100), avec 2,7 p. 100 de diazote ². Mais la pression à sa surface est seulement de 7 hectopascals, et sa température est très variable, allant de — 140 ⁰C à + 20 ⁰C, selon la latitude et la saison. Malgré ces conditions hostiles, la possibilité qu’il y ait une vie microscopique encore active sur Mars a été considérée comme très réelle lors de la préparation de la mission Viking. Aussi les deux modules de la mission qui se posèrent, l’un, le 20 juillet 1976, sur le site de Chryse Planitia, l’autre, le 13 septembre, sur celui d’Utopia Planitia, incluaient-ils, parmi les nombreux instruments de mesure robotisés, trois expériences spécifiquement destinées à mettre en évidence la présence d’éventuels micro-organismes dans le sol martien. La première expérience exobiologique recherchait des êtres autotrophes, par mise en évidence d’une activité photosynthétique biologique. Les deux autres étaient conçues pour détecter des êtres hétérotrophes, et déterminer la nature de leur activité métabolique. Toutes les trois ont fourni des réponses que l’on peut considérer comme... positives! Mais il est apparu par la suite que les résultats obtenus pouvaient avoir une interprétation non biologique. Or, les analyses chimiques ont montré l’absence de tout composé organique en quantité notable dans le sol martien. Il semble donc très probable que Mars n’abrite aujourd’hui aucun système vivant.

Toutefois, la mission Viking a aussi révélé que l’eau liquide était abondante sur la planète rouge au moment où la vie venait d’apparaître sur Terre et commençait à envahir notre planète. Il n’est donc pas déraisonnable de penser que Mars ait pu, comme la Terre, connaître une évolution chimique vers la vie. Cette vie aurait disparu par la suite, avec d’ailleurs la majeure partie de l’atmosphère martienne, du fait d’une évolution différente de la planète, due en particulier à l’absence de tectonique importante.

La découverte, dans la météorite ALH84001 – de type SNC, trouvée dans l’Antarctique, et qui fait partie de la douzaine de météorites supposées provenir de Mars –, de signes d’une activité biologique martienne, fut le scoop scientifique de l’été de 1996. Bien que l’interprétation des analyses de cette météorite soit fortement contestée en ce qui concerne la présence de traces de nanobactéries, cette découverte ouvre de nouveaux horizons pour la recherche de la vie sur Mars. En effet, il n’est peut-être pas nécessaire d’attendre les futures missions martiennes incluant des objectifs exobiologiques pour obtenir une réponse. Des analyses fines et systématiques de l’ensemble des météorites martiennes actuellement disponibles pourraient être très riches en informations exobiologiques sur Mars.

Franchissant la ceinture des astéroïdes, nous arrivons à Jupiter, la plus grosse des planètes. Comme les autres planètes extérieures – Saturne, Uranus et Neptune – elle est essentiellement composée de gaz (hydrogène et hélium), et ne possède pas de surface. Les atmosphères de toutes ces planètes contiennent du méthane en concentration suffisante pour induire une chimie organique relativement complexe. Plusieurs hydrocarbures y ont effectivement été détectés. Il est probable que cette chimie est aussi à l’origine des nombreuses structures colorées, en particulier de la Grande Tache rouge de Jupiter. Ainsi, malgré leur éloignement du Soleil, ces planètes sont le siège d’une chimie organique active. Certains chercheurs sont même allés jusqu’à supposer que cette chimie avait pu permettre la formation de systèmes vivants dans l’atmosphère de Jupiter, malgré les mouvements convectifs violents qui y sont présents. L’exobiologiste américain Carl Sagan a ainsi imaginé que l’atmosphère de Jupiter pourrait être peuplée d’êtres-méduses, dont la morphologie est adaptée à ces conditions d’environnement.

Si, malgré ces vues, très spéculatives, Jupiter présente un intérêt exobiologique limité, un de ses satellites, Europe, retient de plus en plus l’attention des exobiologistes. La surface de cette lune est en effet couverte de glaces d’eau dont la couche est entaillée de larges cicatrices. Les images de cette surface acquises depuis 1996 par la sonde Galileo montrent de véritables icebergs qui semblent flotter sur un lit d’eau glacée. Ces données impressionnantes viennent conforter le modèle de structure interne d’Europe, qui prédit un océan d’eau liquide sous une croûte de glaces d’eau. Si cet océan existe, pourquoi ne pas supposer qu’il puisse abriter une vie primitive? Des missions vers Europe sont à l’étude dans les agences spatiales, qui pourraient tester ces hypothèses.

Titan et les comètes

En passant au voisinage de Saturne en 1980 et en 1981, les sondes Voyager-1 et 2 ont révélé un objet de très grande importance pour l’exobiologie, Titan, qui est non seulement le plus gros satellite de Saturne, mais aussi le seul satellite du système solaire possédant une atmosphère dense. Celle-ci est constituée majoritairement de diazote (90 p. 100) et de méthane (quelques pour cent), et riche en aérosols organiques formant des brumes qui masquent sa surface. Par sa composition chimique, cette atmosphère est une des meilleures atmosphères prébiotiques. En effet, plusieurs composés organiques, dont certains sont précisément ceux de la chimie prébiotique terrestre, tels l’acide cyanhydrique, le cyanoacétylène et le cyanogène, ont été détectés dans l’atmosphère de Titan et de nombreux autres sont susceptibles d’y être présents. De plus, les modèles prédisent que la surface de Titan est partiellement couverte de méthane et d’éthane liquides. Les analogies entre Titan et la Terre sont nombreuses: effet de serre, profil vertical de température, composition majoritaire de l’atmosphère. Les nombreux couplages prévisibles entre les trois composantes du «géofluide» de Titan – air, aérosols et surface (surtout si cette dernière inclut des lacs) – doivent régir la chimie organique de cette quasi-planète. Malgré l’absence d’eau liquide, due aux très basses températures qui y règnent, Titan peut être considéré comme un véritable laboratoire de chimie prébiotique à l’échelle planétaire.

L’étude de Titan devrait donc nous permettre de mieux appréhender l’ensemble des processus organiques, chimiques et physiques réellement mis en jeu dans un environnement planétaire, et de comprendre, indirectement, le rôle de l’eau liquide en exobiologie. Tel est précisément l’un des objectifs de la mission spatiale N.A.S.A.-E.S.A. Cassini-Huygens, qui comprend une sonde (Cassini) en orbite autour de Saturne, et une sonde (Huygens) qui pénétrera dans l’atmosphère de Titan. Lancée en 1997, pour une arrivée en 2004, la mission Cassini-Huygens inclut un programme scientifique interdisciplinaire spécifiquement consacré à l’étude de la chimie de Titan et de l’exobiologie.

Le système solaire contient d’autres objets de grand intérêt pour l’exobiologie: les comètes. Ces petits corps (dont le noyau ne mesure que quelques kilomètres à quelques dizaines de kilomètres), sont parmi les plus primitifs du système solaire. Ils sont faits de glaces et de roches, mais sont aussi riches en composés organiques. Par suite de perturbations gravitationnelles, ces noyaux sont de temps en temps arrachés au nuage d’Oort, gigantesque réservoir situé aux confins du système solaire, où ils sont stockés. Un noyau devient alors une comète. Celle-ci, gravitant sur une orbite très elliptique, se met à circuler périodiquement dans le système solaire interne. En se rapprochant du Soleil, la comète s’échauffe et libère des gaz et des particules qui forment sa chevelure. De nombreux composés organiques y ont été détectés, en particulier l’acide cyanhydrique et le formaldéhyde. En 1986, l’exploration de la comète P/Halley à partir des sondes européenne Giotto et soviétique Vega a permis d’analyser chimiquement les grains émis par le noyau cométaire. Les résultats montrent que ces grains comprennent plus de 30 p. 100 de matière carbonée. Toutefois, seule la composition élémentaire a été clairement déterminée; elle permet d’affirmer que le matériau contient les éléments carbone, hydrogène, oxygène et azote (C, H, O et N). C’est pourquoi on appelle depuis lors ce matériau organique «CHON». En revanche, la structure moléculaire du matériau reste inconnue. Les futures missions cométaires, en particulier la mission européenne Rosetta programmée pour un lancement en 2003, un rendez-vous avec une comète (P/Wirtanen) en 2011 et la pose d’un module à la surface du noyau en 2013, devraient fournir des informations précieuses sur la composition moléculaire du noyau cométaire.

Les comètes sont parfois capturées par des planètes. La collision de la comète Shoemaker-Levy 9 avec Jupiter, en 1994, montre que ce phénomène peut être fréquent. Cela suggère que les comètes ont pu importer sur notre planète les matériaux qu’elles contiennent, en particulier l’eau et la matière organique complexe, ce qui les rend encore plus intéressantes pour l’exobiologie.

Cette visite exobiologique du système solaire montre que la chimie organique y est largement répandue. Mais elle ne met pas en évidence la présence d’une vie extraterrestre. Pourquoi ne pas essayer d’aller la chercher plus loin?

La recherche de la vie hors du système solaire

Les sites potentiels pour une vie ailleurs, y compris une vie évoluée, semblent de plus en plus nombreux. La puissance croissante des moyens disponibles permet de repérer des planètes hors du système solaire. Depuis la fin de 1995, une douzaine de ces planètes ont déjà été détectées. Même si, pour l’instant, ces détections sont limitées aux planètes du type de Jupiter, elles ouvrent un champ de recherches extraordinaire. Nous devrions d’ailleurs être capables de repérer aussi des planètes extrasolaires de type tellurique.

Par ailleurs, parmi les 110 molécules différentes identifiées dans les nuages interstellaires, 83 contiennent du carbone et 7 seulement du silicium. La chimie organique est donc universellement répandue. De même, l’eau est une molécule très abondante dans l’Univers. Il est donc raisonnable de penser que la vie extraterrestre, si elle existe, est elle aussi fondée sur la chimie du carbone et sur l’eau liquide.

Nos technologies actuelles ne nous permettent pas d’aller observer directement hors du système solaire. En revanche, si nous supposons que ce qui s’est passé sur Terre – de l’apparition de la vie à celle de la civilisation humaine contemporaine –, s’est passé ailleurs, il est logique d’imaginer qu’il puisse y avoir, dans d’autres systèmes solaires de notre Galaxie, des civilisations technologiquement avancées. Elles doivent utiliser, comme nous savons le faire depuis la fin du XIX^e siècle, les ondes radio. Il semble donc raisonnable de rechercher d’éventuels signaux extraterrestres dans ce domaine de longueurs d’onde. Les communications dans cette région spectrale, plus précisément dans le domaine de longueurs d’onde entre 18 et 25 centimètres sont d’ailleurs privilégiées, compte tenu des propriétés d’absorption du milieu interstellaire. De plus, elles ont l’avantage de contenir une longueur d’onde que l’on peut considérer comme «universelle»: la raie à 21 centimètres de l’atome d’hydrogène.

Giuseppe Cocconi et Philip Morrison ont proposé en 1959 de rechercher des signaux à 21 centimètres. La première campagne d’observation fut menée par Frank Drake et William Waltman en 1960, avec le projet «Ozma» (du nom du souverain d’Oz). Ils utilisèrent le radiotélescope de 24 mètres de diamètre du National Radio Astronomy Observatory, en Virginie, pour écouter pendant quelques semaines les signaux radio venant de deux étoiles proches ( 精 Ceti et 﨎 Eridani). Plus tard, en 1974, avec le grand radiotélescope d’Arecibo (sur l’île de Porto Rico), un signal fut émis en direction de l’amas stellaire Messier 13, situé à 24 000 années-lumière, et riche de quelques dizaines de milliers d’étoiles. Le signal comportait, codé sous 1 679 bits d’information, un message contenant, en particulier, la suite des dix premiers nombres entiers, une représentation des éléments chimiques simples de la classification de Mendeleïev, la formule de l’ADN, un schéma du système solaire, une vue du corps humain et le schéma d’un radiotélescope. Au même moment, les sondes interplanétaires Pioneer-10 et 11 emportaient chacune une plaque métallique gravée d’inscriptions analogues, et en particulier l’image d’une femme et d’un homme. Il s’agissait bien sûr d’un message symbolique, destiné à célébrer la première sortie hors du système solaire d’un engin construit et lancé par l’homme, et non à entrer en contact avec d’éventuels êtres intelligents extraterrestres. En 1977, les sondes Voyager, en route pour un voyage interplanétaire sans retour, emportèrent également un ensemble de messages tout aussi symboliques enregistrés sur un vidéodisque, destiné à d’éventuelles civilisations extraterrestres.

Depuis lors, plusieurs programmes d’écoute systématique du cosmos ont été élaborés, en particulier par la N.A.S.A. Ces programmes S.E.T.I. sont fondés sur l’utilisation d’un récepteur capable de détecter et d’analyser le signal dans des domaines de fréquence très étroits. L’instrumentation nécessaire a été réalisée: un récepteur de plusieurs millions de canaux est opérationnel. Bien que le Congrès américain ait, en 1993, brusquement supprimé tous les crédits pour ces programmes, leur développement continue – grâce à des fonds privés, sous le nom de Project Phoenix –, avec quelques mois d’utilisation de radiotélescopes, principalement en Australie.

Aucun signal d’intelligence extraterrestre n’a encore été détecté. Toutefois, l’idée de l’existence d’une vie extraterrestre a fait son chemin. L’approche S.E.T.I. n’est plus la seule voie possible pour détecter des indices de vie autour d’autres étoiles. L’approche «Darwin», avec, en particulier, la recherche des signatures de molécules caractéristiques d’une activité biologique sur une planète, telles l’oxygène ou l’ozone, pourrait permettre la mise en évidence d’une vie extraterrestre, même primitive, autour d’autres étoiles. Ces projets sont le fruit de collaborations nouvelles et fructueuses entre deux communautés scientifiques – celle des sciences de l’Univers et celle des sciences de la vie – qui n’avaient pas jusqu’alors l’habitude de travailler ensemble. La pluridisciplinarité sera sans doute une des caractéristiques des sciences du XXI^e siècle. L’exobiologie en fera certainement partie.

• v. 1960; de exo- et biologie

Synonymes :

exobiologie [ɛgzobjɔlɔʒi] n. f.

ÉTYM. V. 1960; de exo-, et biologie.

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♦ Didact. Science qui a pour objet d'étudier les possibilités de vie dans l'univers extra-terrestre.

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