Astronomie

Tous les modèles de planètes océaniques sont-ils théoriquement couverts de nuages ​​?

Tous les modèles de planètes océaniques sont-ils théoriquement couverts de nuages ​​?


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Prenons par exemple une planète océanique légèrement plus petite que la Terre. Disons qu'il a un océan à l'échelle de la planète qui a en moyenne 10 milles de profondeur. Disons, pour l'argumentation, qu'il existe un noyau externe en fusion et en rotation produisant un champ magnétique et qu'il existe une tectonique des plaques (bien que pas au même degré que la Terre). Aussi, imaginez qu'il y a des volcans qui atteignent jusqu'à 5 miles au-dessous du niveau de la mer. La température effective de la planète est similaire à celle de la Terre (sans compter l'effet de serre). Un tel monde sans terre serait-il toujours couvert de nuages ​​? Aurait-il nécessairement une serre en fuite ? Que diriez-vous d'un tel monde sans volcanisme ?


Après y avoir réfléchi, c'est un peu une question monstrueuse avec quelques variables que vous ne mentionnez pas. L'inclinaison planétaire, qui provoque les saisons en est une. La durée du jour, par exemple, une rotation comme celle de Vénus sur 116 jours serait assez différente d'une rotation terrestre de 24 heures et une planète verrouillée par les marées serait également différente. La pression atmosphérique en est une autre. Je suppose que la Terre ressemble à une inclinaison, 24 heures par jour puisque vous ne l'avez pas mentionné, et 1 ATM, mais je pense que si et quand nous aurons enfin un bon aperçu des exo-planètes terrestres, ce qui, certes, pourrait être plusieurs des décennies plus tard, je pense que nous verrons quelques choses inattendues.

Bon, on continue. La Terre a probablement obtenu une grande partie de son atmosphère des comètes, ce qui suggère des quantités saines de CO2, CH4 et NH3, peut-être N2, certains de la famille NO, peut-être un peu d'hélium, d'argon et de néon, ces 3 que je pense que nous pouvons principalement ignorer, un peu d'hydrogène peut-être de les éruptions solaires, qui pourraient être dépouillées avec l'hélium de la planète au fil du temps.

La quantité totale d'impacts de comètes et d'astéroïdes et le rapport des gaz ajoutent une certaine variabilité et un facteur vraiment important est de savoir si la planète a ou non de la vie et subit la photosynthèse. La photosynthèse mettrait de l'O2 dans l'atmosphère et réduirait le CO2 et aurait également pour effet, au fil du temps, de réagir avec et d'éliminer la quasi-totalité du CH4 de l'air et de tout fer dissous dans les océans, transformant les océans d'un brunâtre boueux/ rouge à bleu clair. La photosynthèse a probablement joué un rôle clé dans la transformation de la Terre d'une planète chaude en une boule de neige.

Donc, beaucoup de variables, mais c'est une question spéculative amusante, alors je vais essayer.

Combien plus petit que la Terre ? Je vais choisir la taille de Vénus, mais si vous avez une idée différente, faites-le moi savoir… 815 masses terrestres, 6 052 km de rayon et une gravité de 0,905 de la Terre. La source.

10 milles d'océans profonds (16,09 km), superficie, 4 Pi R^2 environ 7,4 milliards de km3 d'eau. (Terre, par comparaison, environ 1,37 milliard de km cubes) Source. Votre planète a environ 5,4 fois plus d'eau que la terre (sans compter l'eau dans la croûte, mais vous ne l'avez pas mentionné, alors n'y allons pas) - et la taille de la planète n'affecte pas beaucoup les prédictions.

Je me demande combien de CO2 dégazé, etc. resterait dissous dans l'océan et combien s'accumulerait dans l'atmosphère ? Azote?

Je vais supposer que la théorie est correcte selon laquelle la Terre (et votre monde aquatique) tire la majeure partie de son atmosphère et de son eau des astéroïdes et des comètes Source et Source, bien que la 2ème source suggère que certains pourraient provenir du matériau primordial de la Terre . Si votre monde aquatique a beaucoup de gaz piégé sous sa croûte dans son matériau primordial, alors le dégazage du volcanisme devient un facteur plus important et les volcans, et non l'atmosphère au-dessus, maintiendraient les océans saturés de gaz. C'est possible, mais je vais supposer que la majeure partie du gaz est déjà dans l'atmosphère après une période de bombardement intense tardif. J'aborderai un peu plus la tectonique plus tard.

Titan a probablement obtenu son atmosphère épaisse du dégazage de Source et peut-être de Vénus d'un récent grand événement de dégazage - juste en le jetant là-bas.

Je suppose également que votre planète n'aurait pas de glace permanente sur ses pôles océaniques en raison de la température plus chaude que vous avez impliquée et que la circulation océanique probable non bloquée par les masses terrestres empêcherait la formation de glace.

Aurait-il nécessairement une serre en fuite ?

Gaz à effet de serre, CO2, CH4, famille NO, (H20, plus indirectement)

Si votre planète a beaucoup de CO2/CH4, des quantités comparables à la quantité de H20, alors il est peu probable que les océans puissent commencer à dissoudre suffisamment de gaz et cela conduirait à une emballement à effet de serre, presque sans aucun doute.

Si votre planète a plus de niveaux de terre comme de CO2/CH4, peut-être entraînés par la photosynthèse capturant le carbone et libérant de l'oxygène réagissant chimiquement avec le CH4, alors l'emballement de la serre peut être évité et le CH4 être à très faible concentration. Le CH4 sur Terre est actuellement d'environ 1,8 PPM et avant l'agriculture, l'élevage et le forage pétrolier et la fracturation hydraulique qui peuvent libérer du CH4, il était probablement inférieur à la moitié, moins de 1 PPM. Dans un monde aquatique, le CH4 serait probablement encore moins car il n'y a pas de biodégradation ou de digestion de la masse végétale libérant du CH4.

Le CO2 est plus compliqué et la quantité dissoute dans l'océan dépend de la quantité totale disponible. S'il n'y a pas trop de CO2 pour saturer les océans, alors vous avez un équilibre océan/air qui est également affecté par la température. Pour une réponse plus détaillée à ce sujet, examinez la loi d'Henry, mais je vais tricher et faire un calcul rapide et grossier plutôt que d'utiliser celle d'Henry.

sur Terre, les océans contiennent environ 50 fois plus de CO2 que l'atmosphère : Source. Et les océans pèsent environ 265 à 270 fois plus que l'atmosphère. (masse de l'océan donnée ci-dessus, masse de l'atmosphère ici.)

Donc, si nous estimons cela en parties par million (ppm), la concentration de CO2 dans l'atmosphère terrestre est environ 5 fois la concentration dans les océans de la Terre, et à des températures plus élevées, ce rapport augmente, des températures plus basses diminuent, mais il n'atteint jamais le point qu'il n'y a pas de CO2 dans l'air, cause impossible dans un équilibre. Avec des océans de 10 milles de profondeur, nous pouvons supposer qu'il y a plus de CO2 dans les océans, peut-être 99% contre environ 98% du rapport océan/air actuellement sur terre, mais le 1% dans l'air dépendrait de la masse totale de CO2 dans l'écosystème du monde aquatique. , ignorant tout ce qui est piégé en permanence au fond de l'océan, comme les coquillages.

Un tel monde sans terre serait-il toujours couvert de nuages ​​?

Disons que vous avez une Terre comme l'atmosphère Oxygène/Azote, 1 bar, une planète très similaire à la Terre mais juste des océans. Météo similaire (comme point de départ), cette planète devrait avoir plus de nuages ​​car les nuages ​​sont plus fréquents au-dessus des océans, source, et vous n'auriez pas de poches de terre à faible humidité/sec, mais je pense, probablement pas à 100% de nuages, juste plus de nuages. L'effet des nuages ​​sur la température a une certaine incertitude, car les nuages ​​reflètent tous les deux la lumière du soleil rendant la planète plus froide pendant la journée et ils retiennent la chaleur la nuit, donc ils jouent à la fois pour l'équipe de réchauffement et l'équipe de refroidissement, mais ce que j'ai lu , l'effet global est assez faible. Les jours pourraient être plus froids, les nuits plus chaudes.

De plus, l'évaporation a tendance à refroidir l'air à la surface, c'est pourquoi les îles entourées par l'océan n'obtiennent jamais les températures caniculaires que vous obtenez dans la vallée de la mort par exemple, même si elles sont plus proches de l'équateur, alors vous ne le feriez pas. Vous n'aurez pas de canicule, mais vous n'aurez pas non plus un froid glacial. (Je penserais).

Enfin, les océans ont un albédo plus faible et une terre du monde aquatique n'aurait probablement pas de calotte glaciaire, donc, dans l'ensemble, je pense qu'il est probable qu'une terre du monde aquatique serait plus chaude principalement en raison d'un albédo plus faible et cela augmenterait la vapeur d'eau atmosphérique ( pas des nuages ​​mais de la vapeur d'eau transparente, qui est un gaz à effet de serre), donc une eau-terre serait probablement plus chaude de plusieurs degrés en moyenne sans calotte glaciaire. Combien plus chaud - je n'en ai aucune idée, mais je ne pense pas qu'une eau-terre serait une serre en fuite.

Un monde aquatique (la Terre) pourrait également avoir moins de CO2 dans l'atmosphère en raison de plus de dissolution dans l'eau et probablement moins de CH4 provenant de la matière en décomposition sur terre, donc, il pourrait en fait être plus froid, mais cela dépendrait plus probablement de l'O2 du cycle de vie pour Ratio de CO2 plutôt que l'absorption océanique du CO2. Trop d'inconnues pour le dire avec certitude.

Un autre effet curieux sur un monde aquatique terrestre est que vous pourriez avoir des ouragans qui durent des semaines, peut-être même des mois ou des années dans les bonnes conditions, un peu comme des mini-versions de la grande tache rouge de Jupiter. Tout ce dont vous avez besoin pour qu'un ouragan gagne en force, c'est de l'eau chaude et de l'air froid et sans terre pour que l'ouragan perde de la force, vous pourriez obtenir de vrais jumbos. Peut-être des catégories 7, peut-être des 8. Ce serait génial.

Maintenant, si (et je pense que c'est l'essentiel de votre question), que se passe-t-il si vous diminuez la pression atmosphérique en abaissant considérablement la quantité d'O2/N2 dans l'atmosphère (ou en l'augmentant). Une pression atmosphérique plus basse abaisse le point d'ébullition de l'eau et si vous abaissez suffisamment la pression atmosphérique, l'eau commence à bouillir et vous obtenez une atmosphère de vapeur d'eau partielle en raison de la faible pression atmosphérique et de beaucoup d'eau. Je soupçonne qu'il est peu probable que cela se produise car une planète devrait toujours avoir suffisamment d'autres types de gaz pour empêcher ce résultat improbable, mais une atmosphère de vapeur d'eau peut être approchée logiquement, même si cela ne se produira pas vraiment. Maintenant, ce n'est pas seulement une humidité élevée, c'est une véritable atmosphère de vapeur d'eau.

J'imagine qu'une atmosphère riche en vapeur d'eau formerait des gouttelettes et de la pluie assez régulièrement et serait une couverture nuageuse permanente ou presque permanente, mais ce n'est qu'une supposition, même si cela ressemblerait probablement plus à du smog au sol qu'à une couverture nuageuse, les nuages ​​pourraient planer beaucoup plus près de la terre.

Si vous augmentez la pression atmosphérique, l'eau a un point d'ébullition plus élevé et nécessite plus d'énergie pour se vaporiser. Une atmosphère plus dense pourrait mieux retenir la chaleur et être un peu plus chaude. Il pourrait également y avoir moins de nuages ​​en raison de plus d'air et peut-être moins de variations de température et de circulation, car c'est la circulation et le refroidissement de l'air chaud qui sont le principal moteur de la formation des nuages.

La vapeur d'eau se formerait toujours sous une atmosphère à plus haute pression par le vent et par les photons. La lumière du soleil joue un rôle important dans l'évaporation, peut-être même plus que la température d'après les études d'évaporation en bac.

Si vous avez une atmosphère très fine faite presque entièrement d'eau (pour revenir à notre exemple improbable). Vous vous noieriez si vous essayiez de la respirer, mais en ce qui concerne la température d'une telle planète, du moins avec les températures terrestres, l'eau reste liquide même à une pression atmosphérique assez basse.

À 1/2 PSI (1/29e de 1 atm), la température d'ébullition de l'eau est de 79,6 degrés C. Source. Je ne sais pas combien de chaleur 1/29e d'atmosphère pourrait piéger même s'il s'agissait principalement d'eau qui est un gaz à effet de serre, donc celle-ci est difficile à prédire. Vous verrez probablement des variations de température sauvages de la nuit à la journée, une ébullition fréquente des océans pendant la journée et de très fortes précipitations la nuit, beaucoup plus de pluie que nous n'en voyons jamais sur terre, car 1/29e d'un guichet automatique de vapeur d'eau est plusieurs fois plus d'eau qu'il n'y en a dans l'atmosphère terrestre à un moment donné.

Si une planète à atmosphère de vapeur d'eau (peu probable) recevait suffisamment de chaleur de son soleil, elle pourrait certainement se transformer en une serre en fuite, mais je ne suis pas sûr que cela se produise à la radiance de la terre. Mais une planète comme celle-ci serait probablement soumise à des variations de température plus importantes que celles que nous voyons sur Terre et à des vents très rapides.

Que diriez-vous d'un tel monde sans volcanisme ?

(Vulcanisme - comme dans, spock,… désolé).

Nous considérons la tectonique des plaques et le volcanisme comme un processus par lequel du gaz est transmis à l'atmosphère, et c'est vrai dans une certaine mesure. Certes, tout gaz piégé à l'intérieur d'une planète lors de sa formation peut être dégazé par le volcanisme, mais un aspect peut-être plus important de la tectonique des plaques n'est pas la libération de gaz mais l'absorption de gaz. L'oxygène est très réactif et se combine avec la roche basaltique pour créer une roche plus légère/plus solide comme le granit et le substrat rocheux qui mène aux continents et aux chaînes de montagnes et à toutes ces bonnes choses. L'azote peut également se lier au basalte, mais l'oxygène, je pense, se lie plus facilement. Sans la photosynthèse et la création d'oxygène, non seulement la vie sur terre mais les continents seraient très différents et ils seraient probablement beaucoup moins permanents.

Donc, si tous les volcans sont sous l'eau, cela limite l'absorption atmosphérique d'oxygène et d'autres gaz à ce qui est dissous dans les océans, ce qui pourrait être beaucoup de NH3, mais des quantités relativement plus faibles d'autres gaz.

Un autre effet de toutes les activités tectoniques et des volcans sous l'eau est que les gaz volcaniques comme les sulfates et les minuscules particules de poussière qui peuvent refroidir la planète après une grande éruption, sont peu susceptibles d'atteindre l'atmosphère dans un volume important, vous êtes donc susceptible d'éviter tout refroidissement volcanique comme vous en avez à l'occasion sur terre.

Enfin, on pourrait penser que les volcans sous les océans réchaufferaient les océans et ils le feraient localement, mais pas beaucoup globalement. Un pourcentage important des volcans de la Terre sont sous l'eau, mais parce que l'eau des océans circule, la plupart des océans profonds restent à une température froide de 4 degrés C, contrairement à la terre qui se réchauffe à mesure que vous creusez dans le sol. La convection fait circuler la chaleur beaucoup plus rapidement que la conduction.

Les volcans sous-marins de votre monde aquatique pourraient être très utiles pour la poursuite et le maintien de la vie extrêmophile en raison de la reconstitution des nutriments, mais pas beaucoup en termes de changement de température ou de formation de nuages.

Enfin - un peu amusant à mentionner. NH3, qui est un gaz/glace très courant dans le système solaire. C'est dans toutes les planètes extérieures, les comètes et les lunes extérieures. Ce qui est bien avec le NH3, c'est qu'il est soluble dans l'eau et c'est une source d'énergie pour la vie primitive, donc simplement en ayant des océans, le NH3 puant mais utile est assez rapidement, principalement retiré de l'atmosphère et dissous dans les océans liquides et s'il y a de la vie, il peut être consommés, certains libérés sous forme de famille N2 ou NO et certains peuvent être intégrés dans des acides aminés. Un peu d'azote peut se lier à la roche basaltique et au magma des volcans sous-marins formant différents types de roches, mais je ne suis pas géologue, donc je ne sais pas à quel point cela se produirait.

Il n'y a pas de réponse simple à cela, mais c'est ma meilleure estimation en tant que profane. J'aime penser à des trucs comme ça.


La Voie lactée fourmille peut-être de planètes avec des océans et des continents comme ici sur Terre

Les astronomes explorent depuis longtemps le vaste univers dans l'espoir de découvrir des civilisations extraterrestres. Mais pour qu'une planète ait de la vie, l'eau liquide doit être présente. Les chances de ce scénario de découverte ont semblé impossibles à calculer car on a supposé que des planètes comme la Terre obtiennent leur eau par hasard si un gros astéroïde de glace frappe la planète.

Aujourd'hui, des chercheurs du GLOBE Institute de l'Université de Copenhague ont publié une étude révélatrice, indiquant que l'eau peut être présente lors de la formation même d'une planète. Selon les calculs de l'étude, cela est vrai pour la Terre, Vénus et Mars.

"Toutes nos données suggèrent que l'eau faisait partie des éléments constitutifs de la Terre, dès le début. Et parce que la molécule d'eau se produit fréquemment, il y a une probabilité raisonnable qu'elle s'applique à toutes les planètes de la Voie lactée. Le point décisif pour savoir si le liquide l'eau est présente est la distance de la planète à son étoile », explique le professeur Anders Johansen du Center for Star and Planet Formation qui a dirigé l'étude publiée dans la revue Avancées scientifiques.

À l'aide d'un modèle informatique, Anders Johansen et son équipe ont calculé à quelle vitesse les planètes se forment et à partir de quels éléments constitutifs. L'étude indique que ce sont des particules de poussière de glace et de carbone de la taille d'un millimètre - qui sont connues pour orbiter autour de toutes les jeunes étoiles de la Voie lactée - qui se sont accumulées il y a 4,5 milliards d'années dans la formation de ce qui deviendra plus tard la Terre.

"Jusqu'au point où la Terre avait atteint un pour cent de sa masse actuelle, notre planète a grandi en capturant des masses de cailloux remplis de glace et de carbone. La Terre a ensuite grandi de plus en plus vite jusqu'à ce qu'après cinq millions d'années, elle devienne aussi grande que nous. En cours de route, la température à la surface a fortement augmenté, provoquant l'évaporation de la glace dans les cailloux en descendant vers la surface, de sorte qu'aujourd'hui, seulement 0,1 pour cent de la planète est constitué d'eau, même si 70 pour cent de la surface de la Terre est recouverte d'eau », explique Anders Johansen, qui, avec son équipe de recherche à Lund il y a dix ans, a avancé la théorie que la nouvelle étude confirme maintenant.

La théorie, appelée « accumulation de cailloux », est que les planètes sont formées de cailloux qui s'agglutinent et que les planètes deviennent alors de plus en plus grosses.

Anders Johansen explique que la molécule d'eau H2O se retrouve partout dans notre galaxie, et que la théorie ouvre donc la possibilité que d'autres planètes se soient formées de la même manière que la Terre, Mars et Vénus.

"Toutes les planètes de la Voie lactée peuvent être formées par les mêmes blocs de construction, ce qui signifie que des planètes avec la même quantité d'eau et de carbone que la Terre - et donc des endroits potentiels où la vie peut être présente - se produisent fréquemment autour d'autres étoiles de notre galaxie , à condition que la température soit bonne », dit-il.

Si les planètes de notre galaxie avaient les mêmes éléments constitutifs et les mêmes conditions de température que la Terre, il y aurait également de bonnes chances qu'elles aient à peu près la même quantité d'eau et de continents que notre planète.

Le professeur Martin Bizzarro, co-auteur de l'étude, déclare : "Avec notre modèle, toutes les planètes reçoivent la même quantité d'eau, ce qui suggère que d'autres planètes peuvent avoir non seulement la même quantité d'eau et d'océans, mais aussi la même quantité des continents comme ici sur Terre. Il offre de bonnes opportunités pour l'émergence de la vie.

Si, d'un autre côté, la quantité d'eau présente sur les planètes était aléatoire, les planètes pourraient sembler très différentes. Certaines planètes seraient trop sèches pour développer la vie, tandis que d'autres seraient complètement recouvertes d'eau.

"Une planète recouverte d'eau serait bien sûr bonne pour les êtres maritimes, mais offrirait des conditions loin d'être idéales pour la formation de civilisations capables d'observer l'univers", explique Anders Johansen.

Anders Johansen et son équipe de recherche attendent avec impatience la prochaine génération de télescopes spatiaux, qui offrira de bien meilleures opportunités d'observer des exoplanètes en orbite autour d'une étoile autre que le Soleil.

"Les nouveaux télescopes sont puissants. Ils utilisent la spectroscopie, ce qui signifie qu'en observant quel type de lumière est bloqué depuis l'orbite des planètes autour de leur étoile, vous pouvez voir combien il y a de vapeur d'eau. Cela peut nous dire quelque chose sur le nombre des océans de cette planète », dit-il.


La Voie lactée fourmille peut-être de planètes avec des océans et des continents comme ici sur Terre

Les astronomes explorent depuis longtemps le vaste univers dans l'espoir de découvrir des civilisations extraterrestres. Mais pour qu'une planète ait de la vie, l'eau liquide doit être présente. Les chances de ce scénario de découverte ont semblé impossibles à calculer car on a supposé que des planètes comme la Terre obtiennent leur eau par hasard si un gros astéroïde de glace frappe la planète.

Aujourd'hui, des chercheurs du GLOBE Institute de l'Université de Copenhague ont publié une étude révélatrice, indiquant que l'eau peut être présente lors de la formation même d'une planète. Selon les calculs de l'étude, cela est vrai pour la Terre, Vénus et Mars.

«Toutes nos données suggèrent que l'eau faisait partie des éléments constitutifs de la Terre, dès le début. Et parce que la molécule d'eau est fréquente, il y a une probabilité raisonnable qu'elle s'applique à toutes les planètes de la Voie lactée. Le point décisif pour savoir si de l'eau liquide est présente est la distance de la planète à son étoile », explique le professeur Anders Johansen du Center for Star and Planet Formation qui a dirigé l'étude publiée dans la revue Avancées scientifiques.

À l'aide d'un modèle informatique, Anders Johansen et son équipe ont calculé à quelle vitesse les planètes se forment et à partir de quels éléments constitutifs. L'étude indique que ce sont des particules de poussière millimétriques de glace et de carbone - qui sont connues pour orbiter autour de toutes les jeunes étoiles de la Voie lactée - qui se sont accumulées il y a 4,5 milliards d'années dans la formation de ce qui deviendra plus tard la Terre.

« Jusqu'au point où la Terre avait atteint un pour cent de sa masse actuelle, notre planète a grandi en capturant des masses de cailloux remplis de glace et de carbone. La Terre a ensuite grandi de plus en plus vite jusqu'à ce qu'après cinq millions d'années, elle devienne aussi grande que nous la connaissons aujourd'hui. En cours de route, la température à la surface a fortement augmenté, provoquant l'évaporation de la glace dans les cailloux en descendant vers la surface, de sorte qu'aujourd'hui, seulement 0,1 pour cent de la planète est constitué d'eau, même si 70 pour cent de la Terre la surface est recouverte d'eau », explique Anders Johansen, qui, avec son équipe de recherche à Lund il y a dix ans, a avancé la théorie que la nouvelle étude confirme maintenant.

La théorie, appelée « accumulation de cailloux », est que les planètes sont formées de cailloux qui s'agglutinent et que les planètes deviennent alors de plus en plus grosses.

Anders Johansen explique que la molécule d'eau H2O se trouve partout dans notre galaxie, et que la théorie ouvre donc la possibilité que d'autres planètes se soient formées de la même manière que la Terre, Mars et Vénus.

« Toutes les planètes de la Voie lactée peuvent être formées par les mêmes éléments constitutifs, ce qui signifie que des planètes avec la même quantité d'eau et de carbone que la Terre - et donc des endroits potentiels où la vie peut être présente - se produisent fréquemment autour d'autres étoiles de notre galaxie, à condition la température est bonne », dit-il.

Si les planètes de notre galaxie avaient les mêmes éléments constitutifs et les mêmes conditions de température que la Terre, il y aurait également de bonnes chances qu'elles aient à peu près la même quantité d'eau et de continents que notre planète.

Le professeur Martin Bizzarro, co-auteur de l'étude, déclare :

«Avec notre modèle, toutes les planètes reçoivent la même quantité d'eau, ce qui suggère que d'autres planètes peuvent avoir non seulement la même quantité d'eau et d'océans, mais aussi la même quantité de continents qu'ici sur Terre. Il offre de bonnes opportunités pour l'émergence de la vie », dit-il.

Si, d'un autre côté, la quantité d'eau présente sur les planètes était aléatoire, les planètes pourraient sembler très différentes. Certaines planètes seraient trop sèches pour développer la vie, tandis que d'autres seraient complètement recouvertes d'eau.

"Une planète recouverte d'eau serait bien sûr bonne pour les êtres marins, mais offrirait des conditions loin d'être idéales pour la formation de civilisations capables d'observer l'univers", explique Anders Johansen.

Anders Johansen et son équipe de recherche attendent avec impatience la prochaine génération de télescopes spatiaux, qui offrira de bien meilleures opportunités d'observer des exoplanètes en orbite autour d'une étoile autre que le Soleil.

«Les nouveaux télescopes sont puissants. Ils utilisent la spectroscopie, ce qui signifie qu'en observant quel type de lumière est bloqué depuis l'orbite des planètes autour de leur étoile, vous pouvez voir combien il y a de vapeur d'eau. Cela peut nous dire quelque chose sur le nombre d'océans sur cette planète », dit-il.

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Les mondes aquatiques pourraient être abondants dans notre galaxie

Concept de l'artiste d'une abondance de mondes aquatiques, peut-être certains similaires à la Terre. Une nouvelle étude suggère que plutôt que de venir sur Terre accidentellement, après il s'est formé : l'eau pourrait être un élément clé des planètes comme elles forment. Si tel est le cas, les océans pourraient être des caractéristiques régulières des planètes de notre galaxie de la Voie lactée. Image via Université de Copenhague/ NASA/ ESA/ G. Bacon (STScI).

Des scientifiques de l'Université de Copenhague ont déclaré le 17 février 2021 que leurs nouveaux modèles informatiques confirmaient la théorie de accumulation de cailloux c'est-à-dire que les planètes de notre système solaire se sont formées grâce à des accumulations de minuscules morceaux de poussière et de glace et que l'eau était un composant commun dans ces blocs de construction planétaires. L'eau est essentielle à la vie telle que nous la connaissons. Dans le passé, on pensait que l'eau de la Terre aurait pu y venir après formation, par hasard, par exemple via des comètes glacées frappant la Terre. Si au lieu de cela la Terre s'est formée avec son eau, alors Vénus et Mars pourraient également s'être formées avec de l'eau. Travaillant sur un principe clé de la science - que nous ne devrions jamais présumer que nous sommes un cas spécial - ces scientifiques suggèrent que l'eau pourrait être abondante sur les planètes de la taille de la Terre dans toute notre galaxie de la Voie lactée.

Existe-t-il une myriade de mondes dans notre galaxie avec des continents et des océans ? La nouvelle étude souligne cette possibilité. Si tel est le cas, ce fait pourrait également indiquer une abondance de vie dans notre galaxie d'origine.

Une étude publiée le 17 février 2021 dans la revue à comité de lecture Avancées scientifiques détaille l'équipe accumulation de cailloux théorie et comment l'eau peut jouer un rôle dans la construction de planètes à travers la galaxie. Les scientifiques ont observé autour de jeunes étoiles des disques constitués de plusieurs centaines de masses terrestres de galets. Les collisions et l'agglutination de ces disques forment des protoplanètes et éventuellement des planètes. L'eau aurait été l'une des molécules présentes alors que les planétésimaux accumulaient de la matière et grandissaient.

Dans ce diagramme, les dessins A à E montrent l'évolution des planètes intérieures et extérieures de notre système solaire en raison du processus d'accrétion de cailloux. Image via l'Université de Copenhague/Science Advances.

Si les ingrédients de l'eau existent sur toutes les planètes, alors la circonstance cruciale pour trouver de l'eau liquide sur une planète serait si la planète se trouve dans la zone habitable de son étoile. Comme l'a dit Anders Johansen de l'Université de Lund et de l'Université de Copenhague :

Toutes nos données suggèrent que l'eau faisait partie des éléments constitutifs de la Terre, dès le début. Et parce que la molécule d'eau est fréquente, il y a une probabilité raisonnable qu'elle s'applique à toutes les planètes de la Voie lactée. Le point décisif pour savoir si de l'eau liquide est présente est la distance de la planète à son étoile … Toutes les planètes de la Voie lactée peuvent être formées par les mêmes blocs de construction, ce qui signifie que les planètes avec la même quantité d'eau et de carbone que la Terre et #8211 et donc les endroits potentiels où la vie peut être présente se produisent fréquemment autour d'autres étoiles de notre galaxie, à condition que la température soit correcte.

La théorie de l'accrétion de cailloux de la formation des planètes n'est pas nouvelle. Johansen et son équipe travaillent sur la théorie depuis une décennie. Les récents modèles informatiques ont aidé à confirmer leur théorie en montrant que des particules de poussière de glace et de carbone de la taille d'un millimètre qui entourent les jeunes étoiles se réunissent pour créer des cailloux, des rochers et éventuellement des planètes. Lorsqu'une planète se condense et se réchauffe, une grande partie de l'eau s'évapore avant d'être incorporée dans la composition de la planète. Comme Johansen l'a expliqué :

Jusqu'au point où la Terre avait atteint 1% de sa masse actuelle, notre planète a grandi en capturant des masses de cailloux remplis de glace et de carbone. La Terre a ensuite grandi de plus en plus vite jusqu'à ce qu'après cinq millions d'années, elle devienne aussi grande que nous la connaissons aujourd'hui. En cours de route, la température à la surface a fortement augmenté, provoquant l'évaporation de la glace dans les galets en descendant vers la surface de sorte qu'aujourd'hui, seulement 0,1% de la planète est constituée d'eau, même si 70% de la Terre& La surface du #8217 est recouverte d'eau.

Pour extrapoler leurs découvertes à travers la galaxie, si d'autres planètes ont les mêmes éléments constitutifs et les mêmes conditions de température que la Terre, il y aura également de bonnes chances qu'elles aient une abondance d'eau et de continents similaire à notre planète.

Anders Johansen a dirigé l'étude de l'accrétion de cailloux et de ses implications pour les mondes aquatiques à travers la galaxie. Image via l'Université de Copenhague.

L'équipe est enthousiasmée par la prochaine génération de télescopes qui les aidera à en apprendre davantage sur l'eau sur les planètes. Johansen a dit :

Les nouveaux télescopes sont puissants. Ils utilisent la spectroscopie, ce qui signifie qu'en observant quel type de lumière est bloqué par les planètes en orbite autour de leur étoile, vous pouvez voir combien il y a de vapeur d'eau. Cela peut nous dire quelque chose sur le nombre d'océans sur cette planète.

Bottom line: Le modèle d'accrétion de cailloux de la formation des planètes intègre l'eau comme l'un des éléments constitutifs. L'eau, qui est courante dans la galaxie, pourrait également être courante sur les planètes situées à la bonne distance de leurs étoiles d'origine.


Une nouvelle étude souligne l'importance des océans pour l'habitabilité des exoplanètes

Concept d'artiste d'un cryobot dans l'océan de la lune Europe de Jupiter. Crédit image : NASA.

L'habitabilité potentielle d'une exoplanète dépend de manière cruciale de la façon dont sa circulation atmosphérique et océanique transporte la chaleur des régions plus chaudes vers les régions plus froides. Les études précédentes se sont concentrées sur la modélisation de la dynamique des atmosphères, tout en simplifiant considérablement le traitement des océans.

« Nous savons que de nombreuses exoplanètes sont totalement inhabitables car elles sont soit trop proches, soit trop éloignées de leur Soleil. La zone habitable d'une exoplanète est basée sur sa distance au Soleil et les températures auxquelles il est possible pour la planète d'avoir de l'eau liquide. Mais jusqu'à présent, la plupart des modèles d'habitabilité ont négligé l'impact des océans sur le climat », a expliqué le professeur David Stevens de l'Université d'East Anglia à Norwich, au Royaume-Uni, qui est co-auteur de l'étude.

Le professeur Stevens et ses collègues ont créé un modèle de circulation océanique simulé par ordinateur sur une hypothétique exoplanète semblable à la Terre recouverte d'océan.

Ils ont examiné comment différents taux de rotation planétaire auraient un impact sur le transport de chaleur en tenant compte de la présence des océans.

« Les océans ont une immense capacité à contrôler le climat. Ils sont bénéfiques car ils font réagir la température de surface très lentement aux changements saisonniers du chauffage solaire. Et ils aident à garantir que les variations de température à travers une planète sont maintenues à des niveaux tolérables », a déclaré le professeur Stevens.

«Nous avons découvert que la chaleur transportée par les océans aurait un impact majeur sur la répartition de la température sur une planète et permettrait potentiellement à une plus grande surface d'une planète d'être habitable.

"Mars, par exemple, est dans la zone habitable du Soleil, mais il n'a pas d'océans, ce qui fait osciller la température de l'air dans une plage de 100 degrés Celsius."

« Les océans contribuent à rendre le climat d'une planète plus stable, il est donc essentiel de les intégrer dans les modèles climatiques pour savoir si la planète pourrait se développer et maintenir la vie. »

"Ce nouveau modèle nous aidera à comprendre à quoi pourraient ressembler les climats d'autres planètes avec des détails plus précis que jamais", a conclu le professeur Stevens.

Cullum J et al. L'importance de la période de rotation planétaire pour le transport de chaleur océanique. Astrobiologie, publié en ligne le 20 juillet 2014 doi: 10.1089/ast.2014.1171


Proxima b pourrait être une «planète océanique» habitable

Selon une nouvelle étude, toute la surface de Proxima b – la planète peut-être semblable à la Terre en orbite autour de l'étoile la plus proche du soleil, Proxima Centauri – pourrait être recouverte d'un océan liquide.

Bien qu'il y ait encore beaucoup à apprendre sur le nouveau voisin du système solaire, des recherches antérieures ont révélé que Proxima b a deux caractéristiques clés en commun avec la Terre : elle orbite dans la zone habitable de son étoile, ce qui signifie qu'elle pourrait avoir la bonne température de surface pour permettre la présence d'eau liquide et sa masse est 1,3 fois celle de la Terre.

À l'aide de ces informations, une équipe dirigée par des chercheurs du Laboratoire d'astrophysique de Marseille en France, a développé différents modèles pour aider à découvrir à quoi pourraient ressembler les conditions sur l'exoplanète rocheuse, selon un communiqué de la NASA. [Proxima b : découverte de la planète la plus proche de la Terre en images]

Les nouvelles découvertes suggèrent que Proxima b pourrait avoir un grand océan liquide couvrant toute sa surface et s'étendant sur 124 miles (200 kilomètres) de profondeur, ainsi qu'une fine atmosphère de gaz semblable à celle trouvée sur Terre. Ces caractéristiques favorisent le potentiel de la planète à soutenir la vie, selon le communiqué.

Les scientifiques ont proposé différentes idées sur la composition et les conditions de surface de Proxima b, et les nouveaux modèles fournissent plus d'informations qui pourraient aider à éclairer ces idées, ont déclaré des responsables de la NASA dans le communiqué. Certaines de ces idées "impliquent une planète complètement sèche, tandis que d'autres autorisent la présence d'une quantité importante d'eau dans sa composition", selon le communiqué.

En utilisant la masse connue de la planète (1,3 fois celle de la Terre), les auteurs de la nouvelle recherche ont simulé différentes compositions potentielles pour Proxima b, puis ont estimé le rayon de la planète pour chacun de ces scénarios. L'étude a révélé que Proxima b pourrait avoir un rayon compris entre 0,94 et 1,4 fois celui de la Terre, selon le communiqué de la NASA.

Pour l'un des modèles de composition potentiels, les chercheurs ont découvert que Proxima b pourrait être une "planète océanique" similaire à certaines des lunes glacées autour de Jupiter et de Saturne qui abritent des océans souterrains. Dans ce scénario de monde aquatique, la planète aurait un rayon de 5 543 miles (8 920 km), soit 1,4 fois le rayon de la Terre. Il serait composé d'environ 50 pour cent de roche et 50 pour cent d'eau. La pression sous cet océan massif et profond serait si forte qu'une couche de glace à haute pression se formerait, selon le communiqué de la NASA.

Un autre modèle développé dans l'étude suggère que Proxima b aurait une composition interne similaire à la planète Mercure, avec un rayon minimum de 3 722 miles (5 990 km), soit 0,94 fois le rayon de la Terre. Dans ce scénario, la planète serait incroyablement dense, avec un noyau métallique représentant 65% de la masse de la planète. Le reste de la planète serait composé d'un manteau rocheux de silicate et d'océans d'eau liquide représentant moins de 0,05 % de la masse de la planète (similaire à celle observée sur Terre), selon le communiqué.

Cependant, les ultraviolets et les rayons X de Proxima Centauri pourraient laisser l'eau de Proxima b sujette à l'évaporation. Pour tenir compte de cela, les chercheurs ont également calculé le rayon de Proxima b avec une composition complètement sèche.

"Les futures observations de Proxima Centauri affineront cette étude", ont déclaré des responsables de la NASA dans le communiqué. En particulier, en mesurant l'abondance de certains éléments lourds dans le système stellaire, les scientifiques peuvent en déduire davantage la composition probable de la planète et son rayon.

Les résultats de l'étude seront publiés dans The Astrophysical Journal Letters.


5 Résumé

Les principaux problèmes relevés dans cette étude sont résumés comme suit :

Un résultat frappant est que même dans un océan sans glace, la variabilité de LWD est mal expliquée par les caractéristiques modélisées du fond des nuages ​​(Figures 9 et 11 : hauteur, température et phase). Certains modèles ont réussi à représenter des nuages ​​de couche limite persistants avec des quantités relativement faibles d'eau liquide (c'est-à-dire HIRHAM, MAR et METUM), tandis que d'autres modèles ont produit beaucoup plus d'eau de nuage avec un biais de basse température dans la basse troposphère (c'est-à-dire CAFS et WRF). Une occurrence réduite des nuages ​​a également été trouvée dans certains cas (CCLM). Sur la base d'une telle variabilité de l'interaction nuage-rayonnement, la SSEB a également dévié dans une certaine mesure (figure 7). En particulier, les situations avec moins d'occurrence de nuages ​​(CCLM), moins de quantité d'eau dans les nuages ​​(HIRHAM) et beaucoup de perte de chaleur par les flux de chaleur turbulents (CAFS, MAR et WRF) se sont avérées causer la plus grande divergence par rapport aux observations.

Plus de 80 % des événements nuageux observés étaient accompagnés d'un plafond bas (inférieur à 400 m) avec une hauteur de pic fréquente à 200 m asl (Figure 5). Cela signifie qu'il existe fréquemment une couche sans nuages ​​juste au-dessus de la surface de la mer, cependant, une telle structure verticale n'est pas reproduite dans les RCM, sauf dans le CCLM et le MAR. L'une des raisons est que la plupart des modèles favorisent des conditions neutres et/ou stables, bien que le refroidissement LWN le plus fréquemment observé à la surface de la mer soit de l'ordre de -30 à -20 W/m 2 avec une fréquence de 35% sous stratification instable (Figure 8a). Le CCLM5, HIRHAM-v2 et MAR étaient en partie capables de reproduire les conditions relativement instables avec une plage LWN appropriée bien que la vitesse verticale plus forte dans le MAR reste un problème, les résolutions verticales et horizontales plus fines (CCLM5) ou la représentation adéquate de l'eau des nuages ​​dans la couche inférieure (HIRHAM-v2) pourrait contribuer à une meilleure représentation de la relation LWN-LTS.

La comparaison des deux simulations HIRHAM avec différents schémas de microphysique des nuages ​​a mis en évidence que l'eau des nuages ​​est mieux reproduite par le schéma de Tompkins utilisé dans le HIRHAM-v2 (Figure 12f). Bien que la quantité d'eau de nuage dans la couche limite inférieure soit plus petite que celle dans le CAFS et le WRF, ce schéma a stimulé de manière adéquate l'eau de nuage surfondue dans la moyenne troposphère dans un environnement à -20°C (Figures 10d et 12f). Les autres MCR présentent d'autres spécificités, par exemple l'absence de glace nuageuse (MAR), moins d'eau nuageuse (CCLM et METUM), une eau nuageuse importante (CAFS et WRF). Les processus de conversion de la glace/eau des nuages ​​en précipitations solides/liquides pourraient être responsables de ces écarts, ainsi que des biais dans la détermination de la phase des nuages ​​(Furtado & Field, 2017). Du point de vue des schémas des moments pour les nuages, le schéma à double moment (Morrison et al., 2009 ) appliqué dans le CAFS et le WRF s'est avéré supérieur pour reproduire la relation entre la LWD et les caractéristiques de l'eau des nuages ​​(hauteur et température de la base des nuages : figures 9 et 11).

En ce qui concerne la concentration en nombre de particules de nucléation de glace entre le CAFS-bsl (0,16 L -1 ) et le CAFS-ini (1,0 L -1 ), la relation LWN-LTS a été bien reproduite dans le CAFS-bsl (Figure 8b) car l'eau des nuages ​​a un rôle vital pour déterminer le LWD dans cette période. Cependant, dans une situation plus froide au-dessus de la zone couverte de glace, le CAFS-ini pourrait simuler adéquatement les nuages, comme indiqué dans Sedlar et al. (2020). En ce sens, les particules de nucléation de la glace doivent être soigneusement réglées pour les saisons/emplacements cibles.

Dans le METUM, la partition de l'eau des nuages ​​et de la glace est diagnostiquée à l'aide d'un schéma à un seul moment (Wilson et al., 2008), qui surestime généralement la glace des nuages ​​(Figure 12r) et sous-estime le liquide des nuages ​​(Figure 12h) (Gilbert et al., 2020 ) – évident dans le mal reproduit relation (figure 8i). Ces biais sont cohérents avec les conclusions selon lesquelles le METUM a sous-estimé le LWD (Figure 6b).Cependant, il est à noter que malgré cela, le METUM a également surestimé la SWD (Figure 6a), ce qui, selon nous, pourrait être dû à un déficit de nuages ​​​​de couche supérieure liquides surfondus, qui peuvent également refléter le SW entrant (Barrett et al., 2017). Dans l'ensemble, la représentation de la SSEB (Figure 7) dans le METUM était raisonnable car les biais du flux de rayonnement vers le bas et du flux turbulent vers le haut se sont plus ou moins compensés (tableau 3).

Malgré les nombreuses différences entre le CCLMi et le CCLM5, il était difficile d'expliquer pourquoi le choix des conditions aux limites (ERA-Interim ou ERA5) aurait pu conduire à ces différences (par exemple, SWD sur la figure 6a LTS sur les figures 8d et 8e et la base des nuages température sur la figure 9b). L'ERA5 affiche à l'origine les meilleures performances pour la plupart des paramètres cependant, bien qu'il assimile de nombreux produits satellitaires liés aux nuages ​​(Yao et al., 2020), le CCLM5 n'offre pas toujours de meilleures performances par rapport au CCLMi. L'analyse de l'utilisation de différentes contraintes dynamiques à grande échelle (par exemple, le décalage des points de grille) plutôt que le mode de prévision et/ou différents intervalles de mise à jour des conditions aux limites latérales (toutes les heures pour le CCLM5 et toutes les 6 h pour le CCLMi) pourrait fournir plus de compréhension.

Le CAFS est le seul modèle qui possède son propre système couplé arctique. Par exemple, le CAFS a un biais froid remarquable dans la température de l'air (Figure 4a) en raison du biais froid de la température de surface de la peau (Figure 3a) associé à la couverture de glace partielle (10 % à 80 % dans SIC : Figure S1). Une condensation supplémentaire de l'eau des nuages ​​dans la basse troposphère (figures 12a et 12b), qui renforce le refroidissement radiatif au sommet des nuages ​​et affaiblit la DAT à la surface, présenterait une rétroaction pour un refroidissement de surface supplémentaire. Cependant, la stratification océanique et sa variabilité pourraient également affecter la SST et la basse troposphère. Cela suggère qu'une fois que la reproduction du système nuageux échoue, l'ensemble du système couplé air-(glace)-mer pourrait s'écarter considérablement de la réalité.

Dans l'ensemble, ERA5 fonctionne bien malgré les résolutions horizontales et verticales plus grossières que les RCM. L'assimilation de données satellitaires pourrait être très utile pour représenter les relations nuage-rayonnement. Plus important encore, le schéma de microphysique dans ERA5 (Forbes & Ahlgrimm, 2014) traite les nuages ​​de liquide et de glace séparément comme des variables pronostiques, ce qui supprime la séparation de phase liquide/glace dépendant de la température du schéma précédent (le seuil était de −23°C) . Par conséquent, ce schéma augmente les chances que le nuage de liquide surfondu existe entre 0°C et -38°C. Compte tenu de la surestimation de l'eau des nuages ​​dans CAFS et WRF (figures 12a, 12b et 12i) et de leur sous-estimation dans CCLM, HIRHAM, MAR et METUM (figures 12c–h) par rapport à ERA5 (figure 12j), il y a place à amélioration dans représentant les nuages ​​surfondus comme faisant partie des nuages ​​en phase mixte.


Tous les modèles de planètes océaniques sont-ils théoriquement couverts de nuages ​​? - Astronomie

UN OCÉAN SUR L'EUROPA ?
Révisé le 3 février 2002

Ces dernières années, Europe a suscité un intérêt considérable, l'une des quatre lunes galiléennes de Jupiter. La mission Galileo a fourni des preuves encourageantes qu'Europe pourrait avoir un océan d'eau liquide sous une couche de glace, ce qui a stimulé la spéculation selon laquelle la vie pourrait éventuellement exister dans un tel environnement. Une future mission d'envoi d'un vaisseau spatial en orbite autour d'Europe est toujours en attente de financement. (Voir Europa Mission: Lost In NASA Budget.) Le but serait de déterminer définitivement si un tel océan existe vraiment. Si le résultat s'avère positif, une mission ultérieure enverra une sorte de sous-marin robotique fondre à travers la glace et explorer la mer en dessous. Sur cette page, je vais essayer de retracer l'origine de l'idée qu'un océan pourrait exister sous la croûte glacée d'Europe. Ensuite, je décrirai certaines des premières spéculations sur la façon dont la vie aurait pu évoluer dans un tel environnement. De nombreux articles, livres et conférences qui seront mentionnés traitent non seulement d'Europe, mais aussi de deux autres lunes galiléennes - Ganymède et Callisto, qui, dans les années 1970, étaient également censées posséder un océan d'eau liquide (encore une possibilité réelle) . Juste pour donner le goût de la recherche et de la spéculation sur ce sujet, j'inclurai de nombreuses citations, laissant les auteurs parler d'eux-mêmes. Le lecteur trouvera également de nombreux liens vers divers sujets connexes et vers quelques-unes des belles photos disponibles sur Internet (indiquées par un astérisque *).
Jupiter* a seize lunes connues. Les quatre plus grands sont Io*, Europa*, Ganymède* et Callisto* qui ont été découverts par Galilée en 1610. Simon Marius, qui les a peut-être découverts en même temps que Galilée, les a nommés d'après les amants illicites de Jupiter dans la mythologie grecque et romaine. . Ils sont généralement appelés les satellites galiléens et désignés dans de nombreux articles scientifiques comme JI, JII, JIII et JIV dans l'ordre ci-dessus (qui est l'ordre de leurs distances à Jupiter). Jusqu'à ce que Pioneer 10 et 11 atteignent le système Jupiter* en 1973-74, les astronomes étudiaient ces lunes avec des télescopes terrestres. Dès 1951, le géophysicien H. Jeffreys a proposé la possibilité que Callisto soit partiellement ou totalement composé d'eau sous forme de glace. Cela a été suggéré par la très faible densité de Callisto, ainsi que par son albédo. Dans une conférence donnée en 1957 lors d'une réunion de l'American Astronomical Society, l'astronome G.P. Kuiper a discuté de son étude du spectre de la lumière solaire réfléchie par les lunes galiléennes, basée sur des observations faites à l'observatoire McDonald. Après avoir mentionné une différence marquée pour Europa et Ganymède, il a déclaré que : "Ceci s'explique plus facilement en supposant que JII et JIII sont couverts par H 2 neige." Au milieu des années 1960, des preuves supplémentaires que ces lunes pourraient être recouvertes d'eau sous une forme quelconque ont été trouvées par l'astronome soviétique V.I. Moroz qui a écrit que : "Europe et Ganymède pourraient très bien être recouvertes de glace, sinon entièrement, du moins en grande partie. Europa montre les absorptions de glace les plus profondes et la température la plus basse." Ceci était à nouveau basé sur l'étude des spectres lumineux [A , B]. Puis, au début des années 1970, divers astronomes ont pu apporter une solide confirmation de l'existence d'eau gelée ou de glace sur ces lunes en analysant l'absorption des fréquences infrarouges de la lumière solaire réfléchies par leurs surfaces. , des études en laboratoire du spectre de la glace d'eau pour ces fréquences venaient tout juste d'être réalisées. Par exemple, dans leur article Satellites galiléens : identification de l'eau gelée (dans La science, vol. 178, 1972), C.B. Pilcher, S.T. Ridgway et T.B. McCord rapporte les résultats de leurs mesures de réflectivité infrarouge observées depuis le télescope solaire de l'observatoire national de Kitt Peak. Ils ont déterminé qu'entre 50 et 100 % de la surface d'Europe, 20 à 65 % de la surface de Ganymède, et 5 à 25 % de Callisto sont recouverts d'eau gelée. C'est l'un des nombreux articles de la même période qui tentaient de comprendre les détails des surfaces des satellites galiléens en examinant attentivement les propriétés de la lumière réfléchie par le Soleil et d'autres sources.
L'idée qu'Europe et d'autres corps recouverts de glace dans notre système solaire pourraient posséder un océan d'eau liquide sous une croûte de glace a été proposée pour la première fois par John S. Lewis dans son article. Satellites des planètes extérieures : leur nature physique et chimique (qui est apparu dans Icare, vol.15, 1971). Il s'agit d'un article théorique qui propose des modèles de la structure de diverses lunes des planètes extérieures de notre système solaire en se basant sur des hypothèses simplificatrices et des hypothèses sur la composition chimique de ces corps recouverts de glace. Les données disponibles concernant leur composition étaient assez limitées à l'époque et Lewis écrit : "Nous devons donc dépendre dans une large mesure de notre connaissance de la composition du Soleil et du comportement chimique des volatils [comme H 2 0] à basse température pour faire des conjectures plausibles concernant la composition en vrac de la matière solide dans le système solaire externe." Lewis commence l'article par un résumé succinct : "Des modèles thermiques en régime permanent pour les satellites glacés sont construits dans lesquels l'énergie libérée par la désintégration radioactive [A , B] à l'intérieur des satellites est exactement équilibrée par la perte radiative nette de leurs surfaces. Il est montré que les satellites galiléens de Jupiter et les grands satellites de Saturne, Uranus et Neptune ont très probablement des intérieurs largement fondus et contiennent très probablement un noyau de silicates hydratés, un vaste manteau d'eau liquide riche en ammoniac et un croûte de glace." Le cœur de l'article est une analyse mathématique du flux de chaleur du cœur vers la surface dû à un phénomène connu sous le nom de convection [A, B, C]. Cette analyse est basée sur des estimations de la température de surface de ces corps glacés et de la quantité de chaleur qui serait produite dans le cœur par des éléments radioactifs. Le taux de chauffage dans le cœur est supposé être celui donné par le taux moyen de désintégration de l'uranium, du thorium et du potassium radioactif. À la fin de cet article, Lewis suggère que s'il existe un océan dans ces corps recouverts de glace, il pourrait alors y avoir un champ magnétique détectable à rechercher : "Un manteau électriquement conducteur étendu forcé à convecter par un apport de chaleur par le bas peut être propice à la production d'un champ magnétique mesurable."
Dans un article un peu antérieur intitulé Satellites des planètes extérieures : modèles thermiques (dans La science, vol. 172, 1971), Lewis a annoncé sa théorie, discutant spécifiquement de Callisto: "Les modèles thermiques en régime permanent des grands satellites des planètes extérieures indiquent fortement que leurs intérieurs sont actuellement maintenus à des températures bien supérieures à la température eutectique glace-ammoniac par la désintégration des radio-isotopes à vie longue du potassium, de l'uranium et du thorium. La structure thermique actuelle - à l'état stationnaire - d'un satellite représentatif, JIV (Callisto) se caractérise par la présence d'une fine croûte de glace sur un manteau liquide profond, avec un noyau dense de silicates hydratés et d'oxydes de fer." Quelques années plus tard, en 1974, Lewis donna l'une des neuf conférences Guggenheim d'une série intitulée L'homme et le cosmos à la Smithsonian Institution. Sa conférence, intitulée Les planètes extérieures, comprend une discussion sur les grands satellites de notre système solaire dans laquelle il décrit sa théorie comme suit : "Un mélange de matériaux glacés et rocheux, assemblés en un corps de la taille de Mercure, se réchauffe par la désintégration d'éléments radioactifs naturels à l'intérieur, le faisant fondre. Les silicates denses se déposeront pour former un noyau, que l'on pourrait considérer comme étant fait de boue. Cela laissera une croûte de glace très mince flottant sur un manteau épais composé d'une solution d'ammoniaque dans l'eau. Ce type de structure n'a pas été observé par des engins spatiaux ou par des observations directes, mais c'est une suggestion de ce que nous pourrions un jour observer au cours de l'exploration des satellites des planètes extérieures."
Les articles de Lewis qui viennent d'être mentionnés et plusieurs autres articles théoriques qui seront discutés ici sont basés sur des théories sur la formation et l'histoire ancienne du système solaire [A, B, C]. Jupiter et son système de lunes en orbite peuvent avoir une origine analogue à la formation de notre Soleil et de ses planètes en orbite. Les détails de cette histoire ancienne seraient responsables de nombreuses caractéristiques de ces lunes telles qu'elles sont aujourd'hui - leurs orbites, leur composition chimique, leurs densités, etc. Un article intitulé Implications de l'histoire de la contraction précoce de Jupiter pour la composition des satellites galiléens par J.B.Pollack et R.T.Reynolds a été publié en 1974 (en Icare, vol. 21) , explorant les conséquences des théories sur la formation de Jupiter et de ses satellites. Les auteurs écrivent : "Des calculs récents de l'histoire de la contraction gravitationnelle de Jupiter indiquent que la luminosité de Jupiter était de plusieurs ordres de grandeur plus élevée au début de sa vie qu'elle ne l'est aujourd'hui. En conséquence, on pourrait supposer que la condensation de volatiles glacés pour former des satellites serait inhibée à proximité de Jupiter et que des différences de composition entre les satellites de Jupiter pourraient être générées. Nous proposons que la variation systématique observée de la densité moyenne des satellites galiléens avec la distance de Jupiter est le résultat des circonstances ci-dessus." Sur la base de ces calculs récents, ils soutiennent que les satellites galiléens auraient eu une abondance d'eau liquide au moins pendant des millions d'années au début de leur histoire et que "la glace d'eau semble être la seule glace susceptible de se condenser dans des proportions significatives, c'est-à-dire que les satellites galiléens sont [actuellement] des mélanges de matériaux rocheux et de glace d'eau." Leur théorie donne également une explication au fait que les densités des satellites galiléens diminuent avec leur distance à Jupiter. C'est-à-dire que Io a la densité la plus élevée et Callisto la plus faible.
L'Union astronomique internationale a parrainé une conférence à l'Université Cornell en 1974 appelée Satellites planétaires. Un volume assez important portant le même titre a été publié en 1977, édité par J.A.Burns, qui contient 27 articles résumant l'état des connaissances au milieu des années 1970 concernant les différentes lunes de notre système solaire. La plupart de ces articles ont pour origine des conférences données lors de cette conférence. Un article de G.J. Consolmagno et J.S. Lewis, intitulé Modèles préliminaires d'histoire thermique des satellites glacés, décrit les idées générales et les hypothèses sous-jacentes derrière les modèles thermiques que les auteurs développaient, sur la base des idées des articles de Lewis de 1971. D'autres articles du volume traitent des anneaux de Saturne, de l'atmosphère de Titan, des surfaces de certains des satellites, des théories sur la formation des planètes extérieures et de leurs satellites. Plusieurs articles traitent des orbites des satellites, de leur évolution dans le temps et du phénomène de résonance orbitale qui s'avère particulièrement intéressant et important pour les satellites galiléens.
Un autre article de la conférence Planetary Satellites, intitulé La surface d'Io et les histoires des satellites galiléens, par F.P. Fanale, T.V.Johnson et D.L.Matson, discutent en détail de la nature possible de la surface d'Io et de la manière dont cela a pu se produire. Les observations de la Terre et de Pioneer 10 et 11 ont clairement montré que Io est assez différent d'Europe, de Ganymède et de Callisto. Les auteurs soutiennent que Io a commencé avec beaucoup moins d'eau qui a ensuite été attirée à la surface et peut s'être évaporée assez complètement de ce corps dans l'espace, laissant la surface recouverte des sels résultants : "Après avoir examiné les données actuelles et diverses hypothèses de composition, nous concluons que les propriétés de Io peuvent être mieux expliquées si l'on postule que la surface de Io est largement recouverte de sels "évaporés" produits par la défluidisation de l'intérieur de Io, la migration de solutions saturées de sel vers surface et H subséquente 2 perte dans l'espace." "La surface de Io semble représenter le résultat final d'un processus de déshydratation de surface. A la surface d'Europe, cette déshydratation n'est pas complète, et il apparaît que "propre" H 2 De la glace y a été ajoutée dernièrement à un rythme plus rapide que le taux de perte. Ganymède et Callisto (surtout Callisto) semblent avoir des croûtes de glace très épaisses (>100 km) recouvrant d'énormes (>600 km) liquide H 2 manteaux." Les auteurs obtiennent ces conclusions en développant des modèles pour l'histoire thermique des satellites galiléens par une approche mathématiquement quelque peu différente de celle de Consolmagno et Lewis. Concernant Europa, leur modèle suggère une croûte de glace beaucoup plus fine et seulement la possibilité d'un manteau d'eau liquide.
Pioneer 10 est arrivé dans le système de Jupiter et a commencé à renvoyer des données précieuses à la fin de 1973. Cette rencontre a suscité un intérêt accru pour Jupiter et ses lunes et a conduit à la planification d'un volume consacré aux dernières recherches. Le volume, qui est devenu un recueil de 1200 pages intitulé JUPITER : Études de l'intérieur, de l'atmosphère, de la magnétosphère et des satellites (édité par T. Gehrels), paru en 1976. Un long article d'A.G.W. Cameron et J.B.Pollack discutent de l'origine de Jupiter et de ses satellites. De nombreux autres articles traitent en détail de diverses questions sur l'atmosphère, l'ionosphère, le champ magnétique et les ceintures de radiation de Jupiter. Plus de 200 pages sont consacrées aux lunes de Jupiter. Il existe un article de Lewis et Consolmagno, intitulé Modèles structurels et thermiques des satellites galiléens glacés, qui donne des modèles assez détaillés pour Europa, Ganymède et Callisto. L'article formule divers ensembles d'hypothèses sur l'histoire ancienne de ces satellites et les modèles sont basés sur des simulations informatiques réalisées précédemment par Consolmagno. Dans la conclusion de cet article, les auteurs suggèrent sur la base de leurs modèles qu'à l'heure actuelle Callisto pourrait avoir un océan d'eau liquide de 1000 km de profondeur recouvert d'une croûte de 200 km d'épaisseur constituée de roche et de glace, Ganymède pourrait avoir un Un océan d'eau liquide de 800 km de profondeur et une croûte de glace de 100 km d'épaisseur, et Europe pourrait avoir un océan d'eau liquide de 100 km de profondeur sous une croûte de glace de 70 km d'épaisseur.
Voici quelques citations de l'article de Lewis-Consolmagno : "Des modèles d'histoire thermique sont présentés pour une suite de structures initiales possibles. La fonte complète et la différenciation de la composante de glace d'Europe et de Ganymède en raison de sources de chaleur internes sont prévues." Dans la section décrivant leurs modèles pour Europe après différentes périodes de temps (datant de l'origine du système Jupiter), ils écrivent : "Après 250 millions d'années, une fonte importante a déjà eu lieu, entraînant une différenciation de l'eau et des silicates. La fonte a procédé presque à la surface, et une croûte de glace pure existe maintenant." "Après 4,5 milliards d'années, une structure similaire à ce que nous attendons pour le présent peut exister. Une fine croûte de glace recouvre une zone de convection d'eau qui refroidit les couches supérieures du noyau de silicate. La production de chaleur dans le cœur a également diminué, à mesure que les nucléides radioactifs se désintègrent. Cependant, le centre est toujours efficacement isolé de la surface et continue de se réchauffer pour atteindre des températures de 2800 o K." "Les sources de chaleur internes semblent être suffisantes pour qu'Europe et Ganymède fondent complètement à un moment de leur histoire (au moins à moins de 30 km de la surface.)" "Une Europe avec une teneur en eau de 10% aurait actuellement une croûte de glace de 70 km, un manteau d'eau de 100 km et un noyau rocheux de 1400 km de rayon." "Nos modèles prédisent une dilatation thermique considérable, ce qui peut produire des fissures importantes dans la croûte, conduisant à une remontée du matériau liquide moins dense en dessous et éventuellement à un renversement catastrophique des couches de la croûte. Mais la dilatation thermique semble être sur une échelle de temps suffisamment lente pour que l'écoulement plastique de la glace guérisse ces fissures au fur et à mesure qu'elles se développent." "Europe et Ganymède, avec de fines croûtes de glace comme nous le prévoyons, seraient plus facilement perforées par un impact : de l'eau liquide pourrait alors s'écouler du manteau sur la surface formant une plaine plate et propre. "
Les deux missions Voyager sont arrivées dans le système Jupiter en 1979. Au cours de la même année, trois articles importants ont été publiés qui ont considérablement changé l'image théorique. Le premier article, intitulé Sur la structure interne des satellites majeurs des planètes extérieures par R.T.Reynolds et P.M.Cassen (en Lettres de recherche géophysique, vol. 6), a été écrit à la fin de 1978. Cet article a jeté un doute sur les modèles théoriques de l'intérieur des satellites galiléens qui avaient été précédemment proposés. Les auteurs soutiennent qu'une croûte de glace qui recouvre une couche d'eau liquide et a au moins 30 km d'épaisseur serait instable. C'est-à-dire que même si la couche d'eau liquide est chauffée par le bas par la désintégration radioactive dans le cœur, elle gèlerait néanmoins progressivement à cause de la croûte froide et glacée au-dessus. Ils écrivent: "La convection thermique dans cette couche de glace planétaire est efficace et solidifiera une coquille liquide sous-jacente en un temps court par rapport à l'âge du corps." Leur analyse mathématique est basée sur l'étude de la convection à l'état solide dans la croûte de glace. Si la croûte de glace est suffisamment épaisse, alors une quantité appelée nombre de Rayleigh dépassera une certaine valeur critique et cela impliquerait que la croûte de glace n'est pas stable. Les modèles thermiques prédits par Consolmagno et Lewis impliqueraient que les croûtes de glace sur Ganymède, Callisto et Europa sont plus épaisses que 30 km. Les auteurs écrivent alors que : "Les considérations de cette enquête s'appliquent plus spécifiquement à Ganymède et Callisto, avec une application probable à Europa, Titan et Triton, qui devraient tous contenir de grandes fractions de H 2 O." Ainsi, il semblerait que Ganymède, Callisto et probablement Europe devraient avoir une croûte de glace gelée recouvrant un noyau chauffé par la désintégration radioactive, et sans manteau d'eau liquide entre les deux.
Cependant, il s'avère qu'il existe une autre source de chaleur possible - l'immense force gravitationnelle de Jupiter. Quelques mois plus tard, Reynolds et Cassen ont écrit avec S.J.Peale un article intitulé Fusion d'Io par dissipation des marées qui a été publié dans La science, vol. 203, et est apparu quelques jours avant le survol de Voyager 1 sur Io le 5 mars 1979. Selon l'article d'enquête de Soderblum dans le numéro de janvier 1980 de Scientifique américain, cet article a suscité beaucoup d'enthousiasme à la NASA en raison de sa prédiction surprenante selon laquelle il devrait y avoir une activité volcanique généralisée à la surface d'Io. En quelques semaines, cette prédiction a été confirmée par l'étude des images de Io* renvoyées par Voyager 1. L'idée est que la force gravitationnelle exercée par Jupiter sur Io devrait varier suffisamment au fur et à mesure que Io se déplace autour de Jupiter pour créer un fort effet de marée [A , AVANT JC]. Les satellites galiléens ont des orbites presque circulaires. Mais pas exactement circulaire ! Ces orbites sont elliptiques et l'écart d'être parfaitement circulaire est mesuré par un nombre appelé l'excentricité. L'orbite de Io a la plus grande excentricité. Il ne faut que 42,5 heures à Io pour effectuer une révolution autour de Jupiter. Cela signifie que Io atteint le point de son orbite le plus proche de Jupiter un peu plus de 21 heures après avoir atteint le point le plus éloigné. Pendant cet intervalle de temps, la force gravitationnelle exercée par Jupiter sur Io varie d'environ 17 %. La poussée et la traction résultantes sur la surface de Io créent une chaleur de friction et une fonte substantielle sous la surface et, par conséquent, une activité volcanique.
Pour Europe, il devrait y avoir un effet de marée similaire. Il faut un peu plus de 85 heures à Europa pour terminer une orbite. L'excentricité de cette orbite est plus petite que celle de Io, et la force gravitationnelle de Jupiter sur Europe variera d'environ 4% au cours d'une révolution, créant à nouveau un effet de marée significatif sur un intervalle de temps très court. Cassen, Reynolds et Peale poursuivent cette idée dans un article qui a été écrit environ un mois avant le survol de Voyager 2 d'Europe le 9 juillet 1979. Cet article était intitulé Y a-t-il de l'eau liquide sur Europa et est apparu dans Lettres de recherche géophysique, vol. 6 en septembre de la même année. Les auteurs écrivent : "Il est possible que la dissipation des marées dans une croûte de glace sur Europe ait conservé une couche d'eau liquide en dessous, à condition que la résonance orbitale à trois corps pour Io, Europe et Ganymède soit ancienne. La couche d'eau liquide pourrait être une source continue du gel de surface observé. Si le manteau d'eau d'Europe était jamais complètement gelé, le chauffage par dissipation des marées ne dépasserait pas celui produit par les éléments radioactifs, et le manteau resterait gelé.."
L'expression "résonance orbitale" fait référence au fait que la période pendant laquelle Io termine une orbite autour de Jupiter est presque exactement la moitié de la période pendant laquelle Europe termine une orbite, et cette période est à son tour presque exactement la moitié de la période pour Ganymède à terminer une orbite [A , B]. C'est ce rythme qui est responsable de l'excentricité de l'orbite d'Io et d'Europe. Les auteurs soutiennent que si cette résonance orbitale était présente assez tôt dans l'histoire d'Europe, l'effet de marée sur la croûte de glace aurait pu générer suffisamment de chaleur de friction pour empêcher le gel d'un manteau d'eau liquide. Ils écrivent: "Mais supposons que Europa's H 2 O manteau a été fondu à un moment donné par un autre processus, peut-être pendant la formation du satellite. Ensuite, le chauffage par dissipation des marées dans une croûte de glace en croissance pourrait empêcher le gel de l'ensemble du manteau. Le taux de chauffage dans la croûte de glace est plus élevé que dans un corps complètement solide car la croûte non supportée est sujette à une plus grande déformation, même si les forces de marée sont les mêmes. Avec l'excentricité actuelle, l'amplitude maximale de la marée variable sur Europa approcherait les 50 mètres pour une fine croûte de glace au-dessus de l'eau." L'analyse mathématique dans cet article de l'effet des forces de marée et de l'effet de la convection thermique dans la croûte solide conduit les auteurs à deux possibilités pour la situation actuelle sur Europe : "À condition que l'excentricité orbitale ait été proche de sa valeur actuelle pendant la majeure partie de l'histoire d'Europe, une configuration d'équilibre pourrait exister dans laquelle la chaleur générée par la dissipation des marées dans une fine croûte de glace (<10 km) est équilibrée par conduction thermique à la surface. La dissipation des marées dépasserait largement la chaleur générée par les éléments radioactifs. Un profond (

90 km) d'océan existerait sous la croûte de glace." ou alors "Une autre configuration d'équilibre existe dans laquelle l'ensemble H 2 O manteau est gelé, et dans lequel la dissipation des marées augmente (mais ne dépasse probablement pas) le chauffage radioactif." "
Les auteurs envisagent également la possible fracturation de la croûte de glace. Ils écrivent: "Dans la situation où la dissipation des marées est capable de maintenir une croûte mince et stable, on peut se demander si une telle croûte resterait intacte ou non." Sur la base d'une analyse mathématique comparant la résistance à la traction de la croûte de glace aux contraintes auxquelles elle est soumise par les forces de marée, ils concluent que : " Les contraintes de marée peuvent être suffisamment importantes pour fracturer une fine croûte de glace, permettant ainsi à l'eau de s'évaporer et de précipiter ailleurs sur le satellite." Comme ils l'expliquent, de telles fractures exposeraient l'eau sous-jacente à des conditions de quasi-vide à la surface et entraîneraient une ébullition vigoureuse de l'eau. Cependant, ils soulignent que si un manteau d'eau liquide devenait gelé, la croûte serait forcée de se dilater, ce qui entraînerait également des fractures à la surface.
Les scientifiques qui ont étudié les images obtenues par Voyager 2 ont publié un résumé de leurs découvertes et interprétations dans le numéro de novembre 1979 de La science (dans Les satellites galiléens de Jupiter, Voyager 2 Imaging Science, rédigé par B.A. Smith et 21 autres membres de l'équipe d'imagerie). Deux pages sont consacrées à Europa. Après avoir discuté des modèles théoriques hypothétiques de l'intérieur d'Europe qui prédisent une couche d'eau liquide, les auteurs suggèrent que les régions les plus sombres à la surface d'Europe* pourraient être des zones où le noyau rocheux se rapproche assez de la surface de la glace (à l'intérieur

10km). Si tel est le cas, ils soutiennent que la profondeur totale d'une couche d'eau liquide devrait être inférieure à celle prédite par les modèles théoriques (

50 km) car sinon la topographie du noyau serait exceptionnellement grande pour un corps des dimensions d'Europe. Cela les amène à conclure que la densité du noyau serait faible et donc qu'il pourrait contenir des quantités d'eau importantes. Les auteurs discutent également des marques linéaires sombres dans les régions les plus lumineuses de la surface d'Europe*, suggérant que celles-ci pourraient avoir été causées par l'expansion de la croûte glacée due au gel d'un océan précoce, créant des fractures dans la glace qui pourraient être remplies par des fluides provenant de ci-dessous et qui sont maintenant visibles sous forme de marques sombres. Les largeurs de ces marques estimées à partir des images de Voyager 2 indiquent que la quantité d'expansion doit être d'environ 5 à 15 pour cent de la surface. Afin d'expliquer cette grande expansion, ils proposent qu'un mince (

50 km) de l'océan pourrait avoir été produit sur une période de temps par le dégazage de l'eau du noyau et que la croûte gelée a été forcée de s'adapter au volume croissant de cet océan.
Dans le numéro de janvier 1980 de National Geographic, il y a un merveilleux article de Rick Gore intitulé Ce que le voyageur a vu : le royaume éblouissant de Jupiter. C'est un long article, rempli de belles photos Voyager et de nombreuses citations de divers scientifiques impliqués dans la mission Voyager sur ce qu'ils s'attendaient à voir et ce qu'ils ont appris de la mission, et il parvient à transmettre l'enthousiasme entourant les nouvelles découvertes. Concernant Europe : "Europa, cependant, était la star de Voyager 2. Les scientifiques prédisaient qu'Europa, riche en eau, pourrait être chauffé par le même type de traction que Io - bien que beaucoup moins. "Nous espérions voir Old Faithful partir", a déclaré le géologue Hal Masursky. Voyager 2 n'a vu aucun geyser - mais sa résolution était juste assez bonne pour détecter les gigantesques." Commentant la planéité et l'absence de cratères remarquables d'Europe, ce qui a conduit les scientifiques à conclure qu'Europe a une surface relativement jeune : "Un réchauffement de marée de type Io peut en effet maintenir la croûte du plastique d'Europe et l'océan sous la glace liquide ou molle. Mais personne ne peut faire plus que deviner quels mécanismes Europa utilise pour effacer ses cratères."

Ces dernières années, il y a eu de nombreuses spéculations sur la possibilité de vivre sur ou à l'intérieur d'Europe. Cela a été stimulé par les preuves croissantes qu'un océan pourrait réellement exister sous la croûte glacée d'Europe. L'une des idées fréquemment suggérées est que l'énergie géothermique, qui est la principale source d'énergie soutenant la vie dans certaines régions marines profondes ici sur Terre, pourrait également fournir la source d'énergie nécessaire à la vie au fond d'un océan européen. La première découverte de ces communautés de vie en eau profonde sur Terre a eu lieu en 1977 - l'expédition de Robert Ballard dans l'Alvin dans la zone de faille profonde sous le Pacifique près des îles Galapagos. Cette découverte a fait l'objet d'un article dans le numéro d'octobre 1977 de National Geographic (Oasis de vie dans les abysses froids, par J. Corliss et Ballard), et une expédition ultérieure a conduit à un autre article dans le numéro de novembre 1979 (Retour à Oasis of the Deep, par Ballard et J. Grassle). Les deux articles sont remplis de photographies intrigantes montrant certains types de vers et de palourdes géants, ainsi que d'autres créatures exotiques qui prospèrent dans ces régions, apparemment sans aucune dépendance à la lumière du soleil. (A, B, C).
Ces découvertes sur Terre, ainsi que les théories d'océans possibles sur Europe, Ganymède et Callisto, ont inspiré certains individus à faire déjà le lien à la fin des années 1970. Un exemple notable est le physicien Gerald Feinberg, qui a eu cette idée au début de 1979, et s'est rendu compte qu'une théorie qu'il avait développée avec le biochimiste Robert Shapiro (présentée dans leur livre La vie au-delà de la Terre, publié en 1980) pourrait expliquer comment la vie a pu se développer profondément dans ces océans galiléens. L'exigence essentielle pour leur théorie serait que la chaleur interne du noyau rocheux de ces corps atteigne l'océan sous une forme concentrée, comme lors d'une éruption volcanique ou d'une remontée de gaz chaud, ce qui créerait le "déviation de l'équilibre" nécessaire. "
Les 19 et 20 juin 1979, la conférence "La vie dans l'univers" a eu lieu au Ames Research Center de la NASA. Benton Clark a donné une conférence Le soufre : source de vie dans l'univers lors de cette conférence au cours de laquelle il a discuté de la biochimie de ces communautés d'évents en eau profonde découvertes sur Terre, soulignant qu'elles dépendent indirectement de la lumière du soleil : la photosynthèse près de la surface des océans produit l'oxygène dont ces communautés ont besoin. Clark a ensuite expliqué comment le soufre pourrait jouer le rôle d'oxygène et que les émissions volcaniques en haute mer pourraient potentiellement fournir tous les ingrédients nécessaires à un écosystème autonome. Dans la dernière partie de sa conférence, Clark a évoqué la possibilité que la vie puisse exister dans les océans souterrains sur les satellites glacés de notre système solaire, notamment Europa, Ganymède et Callisto.
En janvier 1980, Richard Hoagland publia un long article intitulé L'énigme d'Europe dans la revue Ciel étoilé. Il se concentre spécifiquement sur Europe et s'inspire des images d'Europe fournies par la mission Voyager en juillet 1979 et de la théorie selon laquelle le réchauffement des marées pourrait maintenir un océan sur ce corps sous sa croûte de glace. À la fin de l'article, Hoagland fait également le lien avec les découvertes d'écosystèmes de la vie des fonds marins à proximité des bouches d'aération des grands fonds, et suggère qu'Europe "a tous les ingrédients pour permettre l'existence d'oasis de vie similaires nourries en interne".
Nous discuterons plus en détail des idées de ces individus ci-dessous, ainsi que de certaines spéculations encore plus anciennes sur la vie dans les océans galiléens remontant à 1975, avant les découvertes faites par l'expédition de Ballard en 1977. La possibilité que certains des satellites de Jupiter aient un océan est devenu assez largement connu dans les années 1970. Isaac Asimov mentionne que Ganymède et Callisto pourraient avoir des océans sous une épaisse croûte de glace dans son livre Civilisations extraterrestres, publié en 1979. Dans De nouveaux mondes pour l'ancien (également publié en 1979), Duncan Lunan consacre une bonne partie de son chapitre sur Jupiter aux lunes galiléennes. Il écrit que "La surface d'Io pourrait avoir des lits de sel étendus, peut-être déposés par l'évaporation de l'eau du sous-sol dans le passé. Si tel est le cas, Europe et Ganymède pourraient encore avoir des "océans" souterrains. (Ganymède et Europe semblent avoir surface eau glacée.) " Un peu plus tard, il écrit que "Le 4 mai 1976, Ames Research Center nous a envoyé la sortie la plus stupéfiante à ce jour. Ganymède, semble-t-il, peut être presque tout eau - une seule gouttelette plus grosse que Mercure, enfermée dans la roche et la glace." . Dans son livre cité plus haut, Asimov a soulevé cette question naturelle : la vie peut-elle se développer dans un "région des ténèbres éternelles, isolée du reste de l'Univers par une couche de glace ininterrompue de plusieurs kilomètres d'épaisseur ? "
Guy Consolmagno, qui a travaillé sur les modèles théoriques des océans sur Europa, Ganymède et Callisto avec John Lewis au MIT, a inclus une annexe dans son mémoire de maîtrise de 1975 Modèles d'histoire thermique des satellites glacés où il a suggéré qu'Europe pourrait avoir les débuts de la chimie organique si le noyau rocheux est aussi riche en carbone que certaines des météorites primitives. Il a noté que le noyau serait en contact intime avec le grand manteau d'eau et que l'évolution géologique, comme les coulées de lave, pourrait se produire, produisant le plaisir d'un géochimiste de réactions possibles, facilement comparables à la complexité des océans salés de la Terre. Il a conclu sa thèse en écrivant ". nous nous arrêtons avant de postuler des formes de vie dans ces manteaux que nous laissons à d'autres plus expérimentés que nous dans de telles spéculations." Dans son livre Frère astronome - Aventures d'un scientifique du Vatican, publié en 2000, Consolmagno rend compte d'une conversation qu'il a eue avec Carl Sagan juste avant qu'il ne présente ses travaux sur les modèles des océans sur les satellites galiléens lors d'une conférence sur Jupiter en 1975. Consolmagno a suggéré à Sagan que de tels océans pourraient être des endroits où chercher la vie. Sagan a répondu assez sceptiquement, disant que "La vie a besoin d'énergie, de soleil. Comment allez-vous faire passer la lumière du soleil à travers une épaisse croûte de glace." Dans la session de questions et réponses après sa présentation, Consolmagno a mentionné son idée qu'il y avait une possibilité de vie dans les océans galiléens, ajoutant immédiatement : "Mais le Dr Sagan a souligné qu'il n'y a pas de source d'énergie pour eux - pas de lumière du soleil là-bas."
Fait intéressant, dans son long article Le système solaire au-delà de Mars : une étude exobiologique, qui est apparu dans Avis sur les sciences spatiales, vol. 111, en 1971, Sagan lui-même a inclus Europa, Ganymède et Callisto dans une liste de corps du système solaire externe qu'il croyait offerts "opportunités exobiologiques intéressantes.". La simple présence d'eau sous forme de glace ou de neige à la surface de ces corps a conduit Sagan à faire cette remarque. Arthur C. Clarke a fait une remarque similaire à propos d'Europe et de Ganymède en 1974 dans son essai Se rapprocher de la vie dans l'espace, écrivant qu'ils possèdent "au moins une des conditions préalables à la vie : la présence d'eau " [sous forme de givre ou de glace].
Le livre de Duncan Lunan De nouveaux mondes pour l'ancien est basé sur des discussions et des conférences publiques parrainées au milieu des années 1970 par ASTRA - l'association écossaise pour la recherche en astronautique. Ce groupe a été fondé en 1953 et est toujours très actif. Le livre de Lunan regorge de spéculations perspicaces et bien informées sur notre système solaire. Le chapitre 9, consacré à Jupiter, a beaucoup à dire sur les lunes galiléennes. Les spéculations sur la façon dont la vie pourrait commencer à se développer sur les Galiléens sont laissées aux deux dernières pages de ce chapitre - juste quelques paragraphes provocateurs. Voici quelques citations : "Chez ASTRA, Robert Shaw a suggéré que la vie pourrait évoluer suite au passage d'une comète à travers le système jovien : maintenant que nous savons que les comètes ont d'immenses halos d'hydrogène, nous pourrions nous attendre à ce que lorsque l'on interagit avec les fines atmosphères des Galiléens, elle génère de puissants des orages électriques, synthétisant peut-être des molécules complexes comme la foudre l'a peut-être fait sur la terre primitive. " "Avec les tempêtes et le gel et le dégel successifs de l'atmosphère pendant les éclipses, de tels composés pourraient se retrouver dans des réservoirs de liquide souterrains - ou interagir plus lentement dans la neige. Toute vie qui naît doit survivre aux ceintures de radiations, mais si elle est abritée par une crevasse, elle doit avoir une source d'énergie telle que le volcanisme pour remplacer la lumière du soleil."
Lunan propose ses propres spéculations basées sur une hypothèse d'A.T. Lawton présenté à ASTRA : " . . . au cours de la discussion, il [Lawton] a suggéré qu'il pourrait y avoir un anneau de poussière entourant le système solaire, s'écoulant régulièrement dedans. De cette façon, les lunes galiléennes auraient pu être soumises, sur une longue période, à un afflux de poussières interstellaires [1, 2, 3] riches en éléments plus lourds provenant d'explosions de supernova.Une telle poussière de surface pourrait bien donner aux Galiléens des chimies complexes. Tout dépend alors, encore une fois, du fait que les tempêtes transfèrent ou non ces composés dans les crevasses - pour s'abriter des radiations, peut-être pour se répandre dans des régions plus chaudes." "L'eau souterraine augmenterait considérablement les chances que la vie évolue. Dans un milieu liquide, les interactions chimiques requises sont beaucoup plus susceptibles de se produire et les organismes primitifs ont de meilleures chances de se propager, de survivre et d'évoluer. Il y a de la glace d'eau sur Ganymède et Callisto, au moins leurs densités sont faibles est-il trop spéculatif d'imaginer la chaleur interne et les lacs souterrains, voire les mers ? "
Après avoir mentionné que Ganymède pourrait être presque entièrement constitué d'eau, Lunan écrit : "Imaginez que vous regardez cela par une fenêtre, que vous tournez autour de lui, que vous atterrissez dessus. . . . Imaginez pénétrer la croûte, envoyant le premier bathyscaphe vers le bas. . . . L'eau sera-t-elle claire ou trouble ? Jusqu'où vont les lumières ? Pourrait-il y avoir de la vie dans cette noirceur inimaginable, accrochée aux poches de chaleur radioactive sous cette extraordinaire coquille ?" Duncan Lunan termine le chapitre en écrivant que "une fois l'industrie terrestre établie en orbite terrestre, il y a . . . il ne s'écoulera probablement pas plus de cent ans avant qu'il y ait des biologistes marins sur Ganymède."
Le livre La vie au-delà de la Terre : le guide du Terrien intelligent sur la vie dans l'univers est bien différent. Les auteurs Gerald Feinberg et Robert Shapiro adoptent une approche systématique, essayant de développer une perspective très large sur comment et où la vie pourrait provenir de l'Univers. Un long chapitre est consacré aux conditions générales qui sont essentielles à la vie, un autre chapitre examine une variété de chimies possibles qui pourraient servir de base à la vie. Leurs idées ont été présentées dans une conférence intitulée Formes de vie possibles dans des environnements très différents de la Terre donnée par Feinberg à la conférence Extraterrestres : où sont-ils ? qui a eu lieu à l'Université du Maryland en novembre 1979. Les auteurs proposent la définition suivante de la vie sur laquelle toute leur discussion est basée : "La vie est fondamentalement l'activité d'une biosphère. Une biosphère est un système hautement ordonné de matière et d'énergie caractérisé par des cycles complexes qui maintiennent ou augmentent progressivement l'ordre du système grâce à un échange d'énergie avec son environnement." Par exemple, ils considèrent que la biosphère de la Terre comprend la totalité de tous les êtres vivants ainsi que tous les êtres non vivants qui entrent dans leur activité métabolique. Les auteurs proposent les trois conditions suivantes pour que la vie naisse et se développe : "Un flux d'énergie gratuite. " "Un système de matière capable d'interagir avec l'énergie et de l'utiliser pour s'ordonner." "Assez de temps pour construire la complexité que nous associons à la vie." Sur Terre, ces conditions sont fournies par l'énergie lumineuse et chimique, les acides nucléiques et les protéines, et les éons d'un environnement relativement stable.
Le dernier tiers du livre est consacré à emmener le lecteur dans un tour du système solaire et au-delà du point de vue des principes généraux que les auteurs ont déjà décrits en détail. Leur discussion sur les satellites galiléens est basée sur les modèles théoriques proposés par Consolmagno et Lewis en 1976. Ils déclarent qu'Europa, Ganymède et Callisto sont assez similaires les uns aux autres, et ils concentrent donc la discussion sur Ganymède parce que c'est le plus grand . Voici quelques citations de cette discussion.
"Sous la croûte de glace, d'une épaisseur de cinquante à cent kilomètres, se trouve un immense océan de cinq cents kilomètres de profondeur. La situation ressemble à celle de notre océan Arctique, mais l'océan Ganymède est plus vaste. Il y a vingt-cinq fois plus d'eau liquide sous la glace de Ganymède que sur toute la Terre. En dessous de cet océan se trouve le noyau rocheux, à une température qui varie de 25 o C au fond de l'océan à plusieurs milliers de degrés au centre de Ganymède" "Ni la surface de glace de Ganymède ni son océan ne sont de l'eau pure. L'eau contient des impuretés dissoutes de toutes sortes, tout comme les océans de la Terre. La forme chimique précise de ces impuretés est inconnue, mais elles pourraient bien contenir les mêmes éléments et composés simples présents dans les océans primitifs de notre planète. De plus, l'océan de Ganymède existe probablement sous sa forme actuelle depuis plusieurs milliards d'années. Par conséquent, cet océan remplit deux des conditions nécessaires à la vie - une base matérielle appropriée et suffisamment de temps pour que l'évolution prébiotique et darwinienne ait lieu."
"Le facteur crucial qui peut déterminer si la vie existe dans l'océan de Ganymède est de savoir si une source d'énergie appropriée a existé pour éloigner la matière de l'équilibre. L'eau est protégée du faible soleil de Ganymède par la croûte de glace. Il est difficile d'imaginer qu'une énergie utile parvienne à l'océan d'en haut. Cependant, il existe une autre direction à partir de laquelle l'énergie peut atteindre l'océan - en dessous du noyau rocheux chaud. Les mêmes désintégrations radioactives qui ont fait fondre Ganymède à l'origine produisent toujours de la chaleur dans le noyau, et cette chaleur se dirige vers l'océan sous diverses formes. Pour être utile comme source d'énergie pour la vie, la chaleur interne doit atteindre l'océan sous une forme concentrée, comme lors d'une éruption volcanique ou d'une remontée de gaz chaud. Sinon, la chaleur ne fera qu'augmenter légèrement la température globale au fond de l'océan et ne sera pas disponible sous forme d'énergie gratuite pour la vie. Dans l'état actuel de nos connaissances sur le fonctionnement interne de Ganymède, nous ne pouvons pas être sûrs qu'il existera de riches sources d'énergie concentrées sous son océan. Des analogies avec la Terre suggéreraient qu'une fraction importante de l'énergie émergerait sous forme concentrée aux points chauds locaux, et à ces points, les écarts par rapport à l'équilibre qui sont le début de la vie peuvent se produire. (Les endroits au fond de l'océan sur Terre où émergent les sources chaudes sont des sites riches pour les créatures vivantes. Ces zones tirent leur principale source d'énergie des minéraux des sources chaudes, plutôt que du Soleil.)" Bien entendu, comme l'ont indiqué les auteurs, ces spéculations s'appliquent aussi bien à Europa qu'à Callisto, en supposant la validité des modèles de Consolmagno-Lewis pour ces corps. La dernière citation entre parenthèses fait référence aux découvertes de l'expédition Ballard en 1977 des communautés de vie florissantes dans les évents océaniques profonds de la zone du rift des Galapagos.
La conférence "La vie dans l'univers" a eu lieu au centre de recherche Ames de la NASA en juin 1979. C'était une conférence relativement importante, à laquelle ont participé environ 150 personnes, dont des scientifiques de la NASA et du monde universitaire. Les conférences couvraient un large éventail de sujets, des questions exobiologiques fondamentales à SETI, et ont été publiées en 1981 dans un volume édité par J. Billingham, également nommé La vie dans l'univers. Deux des conférences prononcées lors de cette conférence mentionnaient en particulier Europa, Ganymède et Callisto. Nous avons déjà évoqué la conférence de Benton C. Clark intitulée Le soufre : source de vie dans l'univers. Au début du résumé de la version écrite de sa conférence, Clark écrit : "Le soufre est omniprésent dans l'Univers et essentiel à toutes les formes de vie que nous connaissons. Il soutient le mode de vie chimioautotrophe et la photosynthèse. Il peut habiter des niches que nous ne pouvons pas imaginer, et la zone de vie autour d'une étoile peut donc être plus large qu'on ne l'estime actuellement." "Bien qu'il semble très probable que l'eau liquide et les composés organiques soient des ingrédients essentiels pour la grande majorité (sinon tous) des systèmes biotiques de l'Univers, ce sera mon thème que les composés soufrés peuvent être de rang équivalent et pourraient bien permettre la prolifération de la vie dans certains environnements qui ne sont pas autrement considérés comme hospitaliers."
Au début de l'article, l'auteur discute des découvertes faites en 1977 avec le submersible habité Alvin : "La mission était l'exploration géologique des sources thermales de fond océanique sur le centre de 2,5 km de profondeur de la zone du rift des Galapagos. Des sources hydrothermales ont en effet été trouvées, et bien qu'elles présentent un intérêt géochimique et géophysique considérable, la découverte la plus importante a été l'existence d'espèces animales auparavant inconnues dont la vie communautaire dépend de la productivité primaire des bactéries oxydant le soufre." Une grande partie de l'article décrit en détail le rôle du soufre dans la chimie de l'Univers et de notre système solaire, son rôle dans l'évolution planétaire et en particulier dans la chimie de la vie. Plus tard, dans une section intitulée « Galapagos Discovery », il écrit : "La découverte d'écosystèmes petits, isolés et plus ou moins complets à l'embouchure des cheminées hydrothermales actives des sous-marins est importante car de tels systèmes ne dépendent pas de la photosynthèse pour leur productivité primaire." Il souligne que ces communautés d'évents en mer profonde nécessitent de l'oxygène dissous dans l'eau de mer, qui est généré principalement par la photosynthèse près de la surface. Puis il écrit : "Il est intéressant de spéculer, cependant, que les émissions volcaniques sous-marines pourrait fournir tous les ingrédients nécessaires à un écosystème autonome." Il suggère quelques chimies alternatives que de telles émissions volcaniques pourraient supporter, y compris un ensemble spécifique de réactions chimiques liées, à base de soufre et génératrices d'énergie qui pourraient être la base d'un système biologique.
La dernière section s'intitule « Autres mondes ». Voici quelques citations : "L'hypothèse selon laquelle seuls les environnements semblables à la Terre sont considérés comme des ZSC [zones habitables en continu] n'est pas sécurisé. Nous avons été biaisés par l'idée que la photosynthèse est d'une importance tellement fondamentale que les systèmes biotiques avancés ne peuvent persister que dans des environnements couplés à l'illumination. Cependant, l'existence de niches qui ne sont que très indirectement couplées au flux de photons solaires, telles que les communautés d'évents des Galapagos, d'autres écosystèmes de boues benthiques et marines et les environnements de marais salés, souligne que l'exigence la plus fondamentale est le flux d'énergie pour assurer le recyclage de, ou un nouvel approvisionnement en énergie potentielle chimique." "Les exigences de base de la vie peuvent être simplement (1) un flux d'énergie, (2) un régime de température stable compatible avec la biochimie des organismes, (3) un milieu liquide et, bien sûr, (4) un apport initial de éléments de base, tels que C, H, N, O, P, S et métaux de transition. Ces éléments n'ont en principe pas besoin d'être renouvelés puisqu'ils peuvent être recyclés. Dans ces conditions, certains environnements non terrestres peuvent non seulement être propices à la vie, mais peuvent être disponibles en bien plus grande abondance dans l'Univers."
"Considérez H 2 Corps riches en O. Dans notre système solaire, cela inclut non seulement la Terre, mais très probablement Mars et Triton, et certainement Ganymède, Callisto et Europe. L'eau liquide n'existe à la surface d'aucun de ces corps, à l'exception de la Terre, mais nous ne devrions pas écarter l'existence de réservoirs d'eau liquide "enfouis". " Clark résume brièvement les sources possibles de tels réservoirs d'eau liquide sous la surface, y compris les effets de marée tels que ceux responsables de l'action volcanique sur Io. "Indépendamment de la manière dont ils sont formés, il y a de bonnes raisons de considérer les réservoirs d'eau liquide enfouis comme des environnements propices à la vie. La disponibilité probable de sels dissous, y compris les composés soufrés, et l'existence d'un flux d'énergie, sous forme de flux de chaleur planétaire, satisfont aux exigences vitales énumérées ci-dessus. Le couplage à la luminosité stellaire ou planétaire peut être totalement inutile."
"Le soufre est omniprésent et joue probablement plusieurs rôles importants dans toute organisation exobiologique. Bien qu'il puisse participer à la photosynthèse, il permet également le mode de vie chimioautotrophe. Les zones habitables comprennent non seulement l'environnement océanique de surface, mais aussi les régions océaniques souterraines beaucoup plus probables. Les environnements semblables à la Terre en tant que demeures de la vie peuvent être l'exception plutôt que la règle. L'occupation des zones enfouies beaucoup plus abondantes est possible, et celles-ci devraient à terme devenir un objet d'exploration. Que de tels environnements puissent supporter la vie assez longtemps et à un niveau d'activité suffisant pour permettre l'évolution de formes hautement encéphalisées (vie intelligente) est une conjecture. " Clark conclut son article en mentionnant les domaines de recherche qui auraient une incidence sur les spéculations qu'il a présentées, notamment l'étude des grands satellites planétaires tels que les satellites galiléens de Jupiter, leur histoire thermique et la question de savoir combien de temps l'eau liquide souterraine pourrait ont existé sur de tels satellites. Une autre question sur laquelle il insiste est de savoir si un écosystème totalement chimiotrophe est susceptible de survivre à une échelle suffisamment grande et pendant des périodes suffisamment longues pour permettre une évolution plus élevée.
Article de Richard C. Hoagland L'énigme d'Europe peut être consulté dans son intégralité sur le site Web d'Enterprise Mission. Il a été largement médiatisé à l'époque par Terence Dickinson, le rédacteur en chef du magazine Ciel étoilé dans lequel l'article est paru. Il a publié un communiqué de presse qui a suscité des rapports sur les idées de Hoagland dans de nombreux journaux. Cet article a inspiré Arthur C. Clarke pour faire d'Europe et de la possibilité que la vie puisse y exister l'un des thèmes de son roman 2010 : Odyssée 2. Hoagland présente sa propre théorie sur la façon dont la chimie organique complexe, qui pourrait être le précurseur de la vie, aurait pu exister dans un océan possible sur Europe. Son point de départ est l'analogie souvent évoquée entre Jupiter et son système de lunes en orbite et un soleil avec son système de planètes en orbite. Racontant ses pensées alors qu'il regardait les images de Voyager sur les écrans de télévision du JPL, il écrit : "Mais cette nuit-là, alors que nous parcourions le système jovien et que Voyager retournait image après image de mondes très différents - chaque satellite jovien plus étonnant, chacun plus intriguant les uns que les autres, chacun un endroit qui serait un planète s'il tournait autour du soleil - c'est alors que la rhétorique sèche et académique sur les "systèmes planétaires miniatures" a soudainement sauté des écrans et est devenue un ensemble de possibilités qui élargissent l'esprit." Il poursuit ensuite : "À une certaine époque, nous disent les théoriciens, cette image était beaucoup plus précise. Le Jupiter nouvellement formé, issu de la nébuleuse solaire primitive de poussière tourbillonnante, d'hydrogène, d'hélium et de traces d'autres éléments, ressemblait à tous égards à une étoile nouvellement formée. Elle brillait - avec une lumière rubis féroce - rayonnant autant d'énergie qu'une étoile naine rouge traditionnelle de la séquence principale, environ un dix-millième du soleil actuel. "" La différence critique était, bien sûr, que le soleil brille par les ressources d'énergie nucléaire et que Jupiter puisait dans des réserves beaucoup plus limitées, la transformation de l'énergie gravitationnelle de son effondrement en chaleur perdue." "Mais, entre le moment "d'allumage" de Jupiter et sa "décoloration", il a dû y avoir une fenêtre, une brève tranche de temps pendant laquelle Europe se prélassait dans une énergie aussi riche que n'importe quelle autre circulant à travers l'orbite de la Terre. . . ou Mars." "C'est alors qu'Europe a dû avoir réel les océans et les cieux gonflés de nuages ​​avec des pluies douces ou des ouragans tranchants pour transformer ces mers scintillantes en mousse avant une tempête." "Et pourtant, le sort d'Europe était scellé. Il est mort alors que la Terre elle-même se refroidissait encore vers le moment où ses premiers océans pourraient naître. Jupiter a continué à évoluer, devenant petit et faible." "En un instant géologique, les eaux qui ont éclaboussé cette Europe si jeune ont gelé et un vaste océan à l'échelle du satellite s'est soudainement transformé en une étendue de glace scintillante, reflétant pour l'éternité le "soleil" fané de sa brève aventure. Jupiter est maintenant maintenu immobile au-dessus d'un hémisphère brillant par la rotation synchronisée d'Europe désormais verrouillée par la marée." Hoagland discute ensuite longuement d'une manière dont les molécules organiques pourraient être synthétisées dans l'atmosphère primitive d'Europe, qui, selon lui, aurait pu être similaire à celle de la Terre à ses débuts. Il soutient que cette atmosphère primitive aurait été très fortement ionisée et qu'elle se serait perdue dans l'espace sur une période de millions d'années, créant un anneau le long de son orbite d'ions lourds. Il écrit ensuite que, par conséquent, l'interaction avec le champ magnétique primitif de Jupiter créerait des courants électriques intenses entre les pôles d'Europe et la photosphère jovienne. Cela aurait conduit à "réchauffement de l'atmosphère au-dessus des pôles", "des éclairs massifs, même en air clair." "Et encore une chose: réactions de synthèse organique entre les constituants majeurs et mineurs de cette atmosphère !" Il mentionne également plusieurs autres sources de synthèse organique. "Le résultat aurait dû être un véritable pluie de molécules tombant du ciel au-dessus de cette jeune planète, tout, des alcools à l'avant-dernière acides aminés." De cette façon, avant qu'une croûte gelée ne recouvre la surface d'Europe, un océan riche en composés organiques pourrait être produit.
Après avoir résumé les idées de Cassen, Peale et Reynolds concernant la possibilité que les forces de marée exercées sur Europe puissent maintenir une mer d'eau liquide sous sa croûte glacée, Hoagland poursuit : "Si cela est vrai, l'existence continue de l'océan planétaire le plus profond du système solaire - sur 4,5 milliards d'années - nous offre un ensemble stupéfiant de possibilités, y compris l'évolution indépendante au-delà ces produits chimiques et acides pré-organiques dans l'objet de notre quête séculaire : le deuxième monde de la vie du système solaire." Il discute ensuite des vastes fissures sombres recouvrant la surface d'Europe, suggérant que la présence de ces marques indique que la croûte de glace est mince et que leur obscurité pourrait être due à "des molécules organiques polymérisées par rayonnement remontant de loin en dessous, tachant la croûte de surface à des kilomètres au-delà de la fracture réelle de la glace." "Même s'il ne s'agissait que de molécules relativement simples, l'exposition soudaine à l'ultraviolet solaire brut et le fond de rayonnement à haute énergie de la surface polymériseraient inévitablement ces composés en différentes combinaisons, produisant très probablement taches brunâtres le long de la fissure identiques en chimie à ceux produits dans tous ces flacons de laboratoire !" Proposer une description d'Europe comme "planète cocotte-minute," Hoagland explique : "L'immense chance d'Europe fut que Jupiter a fait meurent en le laissant avec une parfaite étanchéité atmosphérique contre la perte de tous ses volatiles. Avec l'établissement de la croûte glaciaire épaisse de plusieurs kilomètres, l'activité volcanique du fond de l'océan se serait poursuivie pendant plusieurs millions, voire des milliards d'années, sans se soucier totalement du fait que les produits - vapeur d'eau, dioxyde de carbone, ammoniac, azote, soufre, etc. - étaient maintenant piégés sous un couvercle, représenté par la croûte à cinquante milles au-dessus." "L'évolution chimique et organique de ces molécules organiques produites au cours des premiers millions d'années d'Europe aurait pu se poursuivre sous cette canopée de glace, augmentée par une variété de ressources énergétiques, et aidée par ce produit dont chaque exobiologiste convient qu'il est tout à fait essentiel : Temps - environ 4,5 milliards d'années de celui-ci." "Et l'indice le plus intrigant que ce processus en ce momentCela se produit, ce sont ces marques de surface particulières qui couvrent Europe comme aucune autre planète du système solaire."
"Enfin, et si l'évolution sur Europa a fait continuer, passé les microbes vivant dans leur océan anaérobie, passé les organismes utilisant simplement l'énergie de la fermentation ? Supposons la combinaison de plusieurs milliards d'années et l'environnement unique favorisé - forcé - l'évolution d'organismes beaucoup plus compliqués ? Pourrait-il, en fait, être l'équivalent de plésiosaures nageant dans l'obscurité éternelle sous le paysage aveuglant d'Europe : les cousins ​​évolutionnaires de la grande baleine bleue, l'équivalent intellectuel des dauphins, ou nous-mêmes, enfermés dans cette prison glacée, piégés à jamais en orbite autour presque étoile, qui n'ont jamais vu les vraies étoiles et n'ont aucun moyen de savoir autre chose que leur eau profonde, sombre et liquide ?" Vers la fin de son article, Hoagland discute des découvertes d'écosystèmes de la vie au fond de l'océan près des évents des grands fonds, qui sont basés sur la synthèse chimique plutôt que sur la lumière du soleil, et la pertinence de ces découvertes pour Europe : "L'océan d'Europe, selon le raisonnement de cet article, a potentiellement tous les ingrédients pour permettre l'existence d'oasis de vie similaires nourries en interne."

Avec la richesse des découvertes et des données obtenues par les deux missions Voyager de 1979, une conférence intitulée "Les satellites de Jupiter" fut bientôt organisée et eut lieu en mai 1980, parrainée par l'Institut d'astronomie de l'Université d'Hawaï et soutenue par La NASA, l'Union astronomique internationale et plusieurs autres organisations scientifiques. Il y a un excellent article dans les actes de cette conférence par Cassen, Peale et Reynolds, intitulé Structure et évolution thermique des satellites galiléens, qui discute en détail les idées alors courantes sur la structure interne des lunes galiléennes, et donne un compte rendu assez complet de l'histoire de ces idées. Concernant la possibilité de l'existence d'océans sur Ganymède et Callisto, les auteurs écrivent : "Les manteaux d'eau des deux satellites sont probablement complètement solides, à moins qu'ils ne soient significativement contaminés par des sels dissous ou de l'ammoniac. Les incertitudes majeures dans les modèles thermiques de ces corps sont dues aux incertitudes sur les propriétés de fluage de la glace et le degré de contamination des manteaux d'eau. " Concernant Europe : "Le réchauffement des marées a sans aucun doute contribué de manière significative à l'histoire thermique d'Europe, mais le fait qu'il soit suffisant pour maintenir l'eau liquide dépend de la viscosité de la glace, de l'histoire des résonances orbitales et des quantités d'impuretés dans la glace." Mais les auteurs sont clairement un peu moins optimistes quant à la possibilité qu'Europe ait encore un manteau d'eau liquide que dans leur article précédent de 1979 (Y a-t-il de l'eau liquide sur Europa ?). Une erreur mathématique mineure mais cruciale dans cet article affaiblit considérablement l'argument qui y est présenté. Les auteurs discutent de cette erreur et de ses implications dans un autre article du numéro de novembre 1980 de Lettres de recherche géophysique, intitulé Dissipation des marées en Europe : une correction.
Cependant, dans un bref article intitulé Eau liquide et resurfaçage actif sur Europa, paru dans le numéro de janvier 1983 de Nature, Cassen, Peale, Reynolds, avec S.W. Squyres présente de nouveaux arguments supplémentaires qui ont ensuite renforcé l'existence d'un océan d'eau liquide sur Europe. Ils réexaminent d'abord les principales sources de chaleur qui pourraient affecter la température de surface, à savoir la chaleur produite par la désintégration radioactive dans le cœur, par les forces de marée agissant sur la croûte glacée et par les forces de marée agissant sur le cœur lui-même. Cette dernière source n'a pas été considérée dans l'article précédent de 1979 par les trois premiers auteurs. Sous certaines hypothèses, les auteurs soutiennent que leurs calculs sont au moins cohérents avec un H 2 Couche O (eau liquide et glace) de plusieurs dizaines de kilomètres d'épaisseur ayant une croûte glacée d'environ 16 km d'épaisseur. Mais ils soulignent que les calculs sont très sensibles à même de légers changements dans les hypothèses formulées, puis discutent de certaines preuves d'observation. Sur la base de la rareté des cratères sur Europe, les auteurs arrivent à une estimation de la viscosité de la glace de surface. Ils soutiennent ensuite que cette viscosité nécessite une sorte de couverture isolante, telle qu'une vaste couche de givre à la surface. Les auteurs écrivent alors : "La fracturation d'une fine croûte de glace sur de l'eau liquide pourrait fournir une telle couverture. L'eau exposée par la fracturation n'inonderait pas la surface, en raison de la flottabilité de la croûte, mais bouillirait, produisant de la vapeur qui se condenserait sous forme de givre sur une grande surface. Les givres ont généralement des densités et des conductivités thermiques très faibles, et pourraient fournir l'isolation requise. Une couche isolante pourrait également entraîner une épaisseur moyenne de la croûte bien inférieure à la valeur moyenne de

16 km calculés pour la conduction dans la glace solide seule." Les auteurs concluent en présentant des preuves d'observation en faveur de la présence d'une vaste couche de givre.
L'une des conditions cruciales pour l'existence de la vie dans un océan souterrain sur Europe serait des sources d'énergie adéquates. C'est précisément cette question qui est étudiée dans l'article Sur l'habitabilité d'Europe par R.T. Reynolds, S.W. Squyres, D.S. Colburn et C.P. McKay, paru dans Icare , vol. 56, en 1983. Dans leur introduction, les auteurs écrivent : "Compte tenu des indications d'un océan d'eau liquide substantiel sur Europe et de l'affinité des formes de vie sur Terre pour un environnement aqueux, il est peut-être approprié d'étudier la possibilité de l'habitabilité d'Europe. Dans cet article, nous considérons le type d'environnement qui pourrait exister dans un océan sur Europe et la pertinence de cet environnement comme demeure pour la vie. La description d'un écosystème hypothétique sur Europa impliquerait une connaissance de l'environnement bien au-delà de tout ce qui est actuellement disponible. Il est cependant possible de répondre à la question beaucoup plus limitée de la disponibilité des exigences de base pour les systèmes vivants. Ceux-ci incluent (1) un environnement physique approprié (température, pression appropriées, etc.), (2) la stabilité à long terme de cet environnement, (3) les éléments biogéniques nécessaires et (4) des sources d'énergie adéquates." Les auteurs soulignent ensuite que la présence d'un océan d'eau liquide impliquerait que les conditions (1) et (2) sont satisfaites, et soutiennent que des hypothèses tout à fait raisonnables sur la formation d'Europe impliquent que (3) est également satisfait. Pour ces raisons, l'article se concentre spécifiquement sur la question de savoir si des sources d'énergie biologiquement utiles devraient exister sur Europe, en examinant tour à tour l'énergie thermique, l'énergie solaire et l'énergie électrique.
L'énérgie thermique. Un océan sur Europa serait chauffé en raison de la désintégration radioactive dans le noyau, des forces de marée sur le noyau et la croûte glacée, et la libération d'énergie stockée d'une période antérieure de réchauffement plus élevé. Les auteurs soutiennent que cette énergie ne serait probablement pas utile pour soutenir la vie. Bien qu'il y aurait des différences de température dans un tel océan (par exemple une augmentation de la température avec la profondeur), les formes de vie qui dépendent de tels gradients de température en tant que source d'énergie devraient probablement avoir une longueur de kilomètres. Les auteurs discutent ensuite de la possibilité de sources concentrées de chaleur existant sur Europe, analogues aux évents des grands fonds et aux sources chaudes qui ont été découverts à la fin des années 1970 ici sur Terre. Le calcul de la quantité d'énergie thermique produite dans le noyau de silicate d'Europe par la désintégration radioactive et les forces de marée n'implique pas en soi qu'une activité volcanique au fond de l'océan soit très probable. Néanmoins, combinées à d'autres facteurs, les auteurs écrivent qu'une telle activité est au moins une possibilité et que les données et les techniques de modélisation actuelles ne sont tout simplement pas assez bonnes pour évaluer la possibilité que de telles sources d'énergie concentrées existent.
Énergie solaire. "Nous supposons que l'énergie solaire n'atteindra que l'eau liquide où la croûte de glace a été récemment fracturée. Une quantité importante est donc la quantité annuelle de surface d'Europe sur laquelle l'eau liquide est exposée au soleil par fracturation de la croûte." Une telle fracturation peut produire une couche de givre à la surface. De plus, l'eau liquide exposée commencera à geler assez rapidement. En faisant des estimations raisonnables de l'épaisseur et de la densité de la couche de givre, les auteurs arrivent à une estimation de 5 kilomètres carrés pour la superficie totale de la surface d'Europe où l'eau liquide sous-jacente serait exposée au soleil pendant un an. Ensuite, ils peuvent estimer la quantité d'énergie solaire que cette exposition peut fournir à un océan souterrain d'Europe, en arrivant à un chiffre de 2x10 22 ergs par an.
Énergie électrique. "Une autre source possible d'énergie biologiquement utile pourrait résulter du mouvement d'Europe à travers la magnétosphère de Jupiter." Les auteurs soutiennent que le courant électrique induit aura tendance à traverser l'océan d'eau liquide (s'il existe) d'un pôle d'Europe à l'autre et l'amplitude de ce courant dépend de la conductivité de la croûte de glace aux pôles. Ils concluent que cette source d'énergie ne serait significative que lorsque l'océan d'eau liquide sous-jacent serait réellement exposé aux pôles. Les auteurs soulèvent la possibilité qu'un tel courant électrique puisse créer suffisamment de chaleur pour maintenir en permanence des zones d'eau exposées aux pôles, ce qui permettrait également à beaucoup plus d'énergie solaire d'atteindre l'eau liquide.
Il y a encore une littérature considérable à venir après 1983. Un excellent guide d'articles et de liens plus récents sur Europe, les possibilités qu'offre cette lune de Jupiter et toutes les questions connexes est l'essai de Charles Tritt : Possibilité de Vie sur Europa. Pour quelques références et liens concernant la situation telle qu'elle apparaît à l'heure actuelle, le lecteur devrait consulter le Commentaire .

Pour la traduction en letton, merci à Arija Liepkalnietis, allez sur le lien suivant :

COPYRIGHT © 1999 RALPH GREENBERG
COPYRIGHT © 2002 RALPH GREENBERG


6. Conclusions

À l'aide de simulations climatiques 1D et 3D, nous avons démontré que les planètes en orbite autour d'étoiles plus froides et plus rouges à des distances de flux équivalentes présentent des températures de surface moyennes mondiales plus élevées que les planètes en orbite autour d'étoiles avec un rayonnement plus visible et proche des UV. L'augmentation des températures de surface est en grande partie la conséquence de l'absorption par les gaz atmosphériques du pourcentage significativement plus élevé de rayonnement proche infrarouge émis par les étoiles naines M. Cependant, nous avons montré que la dépendance spectrale de la glace d'eau et de l'albédo de la neige joue un rôle dans l'influence du climat. Les changements du climat planétaire semblent être moins sensibles au SED des naines M que les SED des naines G et F, comme en témoigne le changement plus faible de l'étendue de la glace pour un changement donné du flux stellaire pour les planètes naines M. A un niveau fixe de CO2, les planètes aquatiques naines M restent exemptes de couverture de glace mondiale avec 25 % de flux stellaire en moins que les planètes aquatiques naines F et 19 % de flux stellaire en moins que les planètes aquatiques naines G. Les planètes naines M peuvent donc être plus stables contre les glaciations à basse latitude au cours de leur histoire que les planètes en orbite autour d'étoiles avec une sortie de rayonnement visible et proche UV plus élevée. Comme la glaciation aux basses latitudes a été liée à l'émergence d'une vie complexe sur Terre, les planètes moins prédisposées à de tels épisodes glaciaires devraient s'appuyer sur d'autres moyens pour aider à l'évolution biologique. Les planètes naines M peuvent également présenter des lignes de glace plus stables aux basses latitudes en raison de la glace à faible albédo sur leurs surfaces. A l'OHZ, où le CO2 peut s'attendre à augmenter avec la diminution de la température de surface et l'altération des silicates, la dépendance spectrale de l'albédo de la glace et de la neige de surface est moins importante et n'étend pas l'OHZ traditionnel donné par le maximum de CO2 serre. Cependant, en raison de leur moindre sensibilité climatique aux changements d'installation, les planètes naines M auraient probablement des quantités plus faibles de CO2 dans leurs atmosphères loin dans les zones habitables de leurs étoiles que les planètes en orbite autour d'étoiles avec une sortie visible et proche UV plus élevée à une distance de flux équivalente, et elles nécessiteraient moins de CO2 maintenir des conditions clémentes pour les eaux liquides de surface.


La quête des planètes habitables habitées

Lequel est venu en premier : la vie ou l'habitabilité ? Bien que cette question semble à première vue contradictoire, un nouvel article de chercheurs colombiens attire l'attention des astrobiologistes sur une énigme classique : la vie est-elle aussi nécessaire à l'habitabilité ? Sur Terre, c'est presque un fait que, de la même manière que les conditions d'habitabilité sur notre planète sont indispensables à la vie, l'existence de la vie pourrait également être déterminante pour rendre notre monde habitable en permanence. Et, si c'est le cas pour la Terre, cela devrait l'être aussi pour d'autres planètes habitables habitées ailleurs. Par conséquent, si notre objectif est de trouver la vie dans l'Univers, nous ne devrions pas exclure la vie elle-même lorsque nous prédisons sur quelles planètes elle pourrait prospérer.

"Nous devons rendre les choses aussi simples que possible, mais pas plus simples". C'est la célèbre citation d'Einstein qui ouvre un nouvel article écrit par un groupe de scientifiques colombiens et accepté pour publication dans la revue Biogéosciences Discussion. L'article intitulé "La zone habitable des planètes habitées", rédigé par Jorge I. Zuluaga, des chercheurs de FACom et d'autres, cite la citation pour souligner le fait que la plupart des modèles utilisés aujourd'hui pour prédire les conditions dans lesquelles une planète sera habitable sont probablement plus simple qu'ils ne devraient l'être. Selon les auteurs, la vie a été systématiquement exclue lors du calcul des conditions environnementales plausibles des planètes habitables. La situation est paradoxale, puisque la vie est le but ultime de notre recherche de mondes habitables dans la Galaxie.

"C'est comme essayer de concevoir le système de climatisation d'un véhicule en excluant du bilan thermique et massique l'effet des passagers à l'intérieur de l'habitacle quel est le but du système de climatisation si, pour le concevoir, nous devons supposer que le véhicule est vide?" demande le professeur Jorge I. Zuluaga, auteur principal de l'article. Bien que le rôle déterminant de la vie dans l'état présent et passé de l'environnement de la Terre n'ait pas été définitivement sondé, il existe une quantité croissante de preuves soutenant l'idée que notre planète ne sera pas la même si nous supprimons chaque forme de vie de sa surface. .

« L'environnement de la Terre, et en général, l'environnement de toute planète habitée par un biote étendu, comprend des systèmes très complexes puissants, bien que parfois des interactions subtiles entre leurs composants maintiennent en permanence le système dans un état d'équilibre régulé », explique le Pr Juan F. Salazar, co-auteur de l'article et premier auteur d'un ouvrage précédent qui a inspiré ce nouveau développement. "Dans des systèmes aussi complexes, l'exclusion de tout composant clé pourrait produire des conditions finales très différentes, ainsi, évaluer l'habitabilité de la Terre ou de toute autre planète hypothétique en supposant qu'ils sont dépourvus de vie (habitabilité abiotique) pourrait produire un résultat très différent que de supposer que la planète est habité".

Température à la surface d'une planète hypothétique en fonction de la quantité de rayonnement stellaire entrant (S). Nous comparons les cas d'une planète sèche et morte (ligne rouge), d'une planète humide mais inhabitée (ligne bleue) et d'une planète humide et habitée (ligne verte). Lorsqu'elle est habitée, le bord extérieur de la zone habitable (à droite) s'étend plus loin que dans le cas d'une planète inhabitée.

Mais l'idée que la vie est importante pour l'habitabilité n'est pas nouvelle, comme les auteurs le reconnaissent dans leur article. Elle remonte aux travaux originaux du physicien russe Vladimir Vernadsky vers 1920, qui introduisit pour la première fois le concept de "biosphère".

Dans la seconde moitié du 20e siècle, le scientifique environnemental anglais James Lovelock est allé plus loin en proposant « l'hypothèse de Gaia ». Selon cette hypothèse, le système complexe formé par la vie et son environnement, se comporte presque comme un seul organisme. Cet "organisme mondial" est capable d'autoréguler l'environnement en maintenant les conditions habitables de la planète. Plus récemment, d'autres auteurs ont développé des théories alternatives conduisant à des conclusions similaires. C'est le cas de la « régulation biotique de l'environnement » (BRE), un cadre théorique développé par les physiciens russes Victor Gorshkov et Anastasia Makarieva. BRE déclare que la vie et ses propriétés uniques produisent un effet dominant sur l'environnement qui la régule sur des échelles de temps géologiques. Mais si l'idée que la vie affecte l'habitabilité est en fait une idée reconnue, quoi de neuf dans l'article récent ?

Plusieurs décennies d'observations du système Terre, ainsi que les développements théoriques susmentionnés étudiant l'interaction entre la vie et son environnement, ne semblent pas avoir eu un impact important sur les études d'habitabilité des exoplanètes. Les modèles actuels utilisés pour calculer les conditions dans lesquelles une planète est habitable (i.e. la Zone Habitable) n'incluent pas la vie parmi les effets potentiels déterminant l'état final de la planète. Bien que plusieurs auteurs aient développé dans le passé des modèles d'habitabilité « biotiques », ces modèles ont été l'exception plutôt que la règle. Ce que Zuluaga et ses collaborateurs tentent de faire dans leur article est d'abord de démontrer qu'exclure la vie de « l'équation d'habitabilité » n'est pas naturel et induit probablement en erreur la recherche de planètes réellement habitées. En second lieu, les auteurs présentent une base conceptuelle générale soutenant le développement de modèles d'habitabilité qui incluent la vie.

Zuluaga, et al. offrent un exemple ingénieux de la façon dont un environnement complexe hypothétique pourrait être habitable dans des conditions qui seraient autrement mortelles. Que se passerait-il si une planète était à moitié couverte de nuages ​​de telle sorte que l'hémisphère ensoleillé était toujours nuageux tandis que l'hémisphère sombre était toujours clair ? La planète pourrait résister à des niveaux élevés d'insolation stellaire et probablement être "fraîche" même à des distances bien à l'intérieur du bord intérieur de la zone habitable. Mais comment une planète va-t-elle maintenir un état aussi étrange ? Comment les nuages ​​seront-ils « obligés » de tourner de manière synchrone avec la planète juste pour garantir des conditions habitables ?

« La vie est probablement la réponse », déclare avec enthousiasme le professeur Zuluaga. "Contrairement aux processus abiotiques, les systèmes vivants contiennent et conservent des quantités impressionnantes d'informations qui leur confèrent des capacités de régulation sans précédent."

La zone habitable des planètes habitées selon différents modèles Daisyworld. Dans tous les cas, les bords intérieurs et/ou extérieurs sont étendus par rapport au cas "neutre" (inhabité).

Zuluaga cite plusieurs exemples de cette condition sur notre planète habitable. Sur Terre, par exemple, la vie détermine essentiellement la quantité de CO2 dans l'atmosphère et a un impact puissant sur la formation des nuages. "Il suffit d'inclure l'effet de la vie dans l'environnement d'une planète et des propriétés et comportements inattendus et probablement surprenants pourraient survenir", conclut-il.

Enfin, l'article présente les résultats d'un modèle numérique simple, soutenant les intuitions des chercheurs sur la capacité de la vie à modifier les restrictions de la zone habitable. Basé sur un « modèle de jouet » très populaire appelé « Daisyworld », le modèle de Zuluaga et al. simule la dynamique d'une planète peuplée de deux espèces de végétation sombre et claire (marguerites noires et blanches).La planète est également couverte par une couverture nuageuse dynamique, une nouveauté parmi les modèles Daisyworld et même parmi les modèles d'habitabilité planétaire. Les marguerites et les nuages ​​interagissent via l'évaporation et la transpiration, et leur dynamique mutuelle détermine finalement la température de surface de la planète. Le modèle, également surnommé "hydrological Daisyworld", a d'abord été conçu et exploré par Salazar et Poveda, également co-auteurs de ce travail, qui ont découvert des propriétés émergentes très intéressantes et inédites provenant de l'interaction entre la vie et le cycle hydrologique.

Le Daisyworld hydrologique se comporte exactement comme Zuluaga et al. attendez : même avec une simple biosphère, une planète habitée pourrait être habitable (pourrait avoir des températures de surface chaudes) même lorsque l'insolation stellaire était supérieure ou inférieure aux niveaux maximum et minimum attendus dans les modèles d'habitabilité les plus traditionnels.

Zuluaga et al. est allé plus loin et a compilé les résultats de plus d'une douzaine de modèles Daisyworld qui présentaient également le même comportement. Bien que loin d'être définitifs (et même crédibles, selon une fraction de la communauté astrobiologique), les résultats des modèles Daisyworld illustrent clairement le point central des travaux rédigés par les chercheurs colombiens : Une planète habitable avec vie et une planète habitable sans vie ne sont pas les mêmes planètes.

Que les planétologues développant des modèles d'habitabilité suivront ou non les recommandations des auteurs colombiens, ce sera probablement une question de débat scientifique ou philosophique au sein de la communauté. Une décision finale serait même une question de "commodité numérique", car simuler la vie est beaucoup plus complexe et incertain que simuler l'air, l'eau ou les roches. En fin de compte, la vérité est que trouver des mondes habités, plutôt que simplement habitables, est le véritable objectif de notre recherche scientifique ultime de la vie au-delà de notre point bleu pâle.


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