Du Carbone

I. Elle doit contenir du carbone. Le carbone est présent dans 95% des composés chimiques connus à ce jour et est un élément chimique indispensable à la vie. D'une part, chaque atome de carbone est capable de former quatre liaisons moléculaires. D'autre part, les atomes de carbone forment avec les autres atomes (oxygène, hydrogène, ... mais aussi carbone !) des liaisons dont la stabilité n'est ni trop grande, ni trop faible. Ce sont ces deux propriétés qui sont à l'origine de la richesse de la chimie du carbone, justement appelée chimie "organique". D'autres atomes, comme par exemple le silicium sont eux aussi capables de créer simultanément 4 liaisons. Le silicium forme cependant avec certains atomes (notamment l'Oxygène) des liaisons beaucoup trop stables pour pouvoir permettre une diversité de composés chimiques nécessaire à la vie.

Un exemple : le méthane (CH4)

On a représenté ici une molécule de CH4. L'atome de Carbone est au centre, en noir. Il est capable de former simultanément 4 liaisons covalentes. Dans la molécule de CH4, l'atome de Carbone forme 4 liaisons avec 4 atomes d'hydrogène différents.

Crédit : Wikipedia

De l'eau liquide

II. Une planète habitable doit avoir de l'eau liquide stable, à sa surface sous forme d'océans ou de lacs, ou dans des nappes d'eau souterraines. Sur Terre, l'eau liquide est indispensable à la vie telle que nous la connaissons. En son absence, il n'existe aucune activité biologique ni reproduction. Certains organismes peuvent survivre desséchés à l'état de "spores", mais leur métabolisme est stoppé. Inversement, presque partout où l'eau liquide est présente, même à grande profondeur sous-terre, ou dans des conditions extrêmement chaudes, acides, salées, etc.. la vie est active. L'eau liquide semble ainsi être la condition nécessaire et suffisante pour la vie terrestre telle que nous la connaissons. En effet, en l'état actuel de nos connaissances, l'eau liquide est le seul solvant permettant une chimie aussi riche que la biochimie. L'eau possède un moment dipolaire élevé. Cela lui permet de former des liaisons hydrogène, ingrédient nécessaire pour 1) stabiliser les molécules d'eau entre elles et 2) stabiliser les macromolécules (briques du vivant). Ensuite, l'eau sous sa forme liquide est stable pour une grande gamme de températures et de pressions, à des températures propices à une chimie relativement rapide.

Une source d'énergie

III. Il faut une source d'énergie (lumineuse, chimique, ...) pour initier la synthèse et le développement des molécules organiques qui constituent la base de la vie.

Une surface stable

IV. Il est difficile de concevoir que la vie puisse se développer sur une planète gazeuse. En l'absence de surface liquide ou solide stable, il faudrait par exemple que la vie profite de gouttelettes nuageuses. Cependant, celles ci étant sans cesse en train de s'évaporer et de se reformer, les conditions semblent insuffisamment stables dans le temps pour que la vie puisse apparaître et se développer.

Catégorie I

D'abord, il y a les planètes/lunes similaires à la Terre, capables de conserver de l'eau liquide à leur surface. Les éventuels êtres vivants peuvent alors utiliser l'énergie lumineuse venue de l'étoile hôte, qui est essentielle car moteur de la photosynthèse. Sur Terre, la quasi-totalité des organismes vivants fonctionnent, directement ou indirectement, grâce au mécanisme de photosynthèse. C'est cette source d'énergie considérable qui a permis à la vie de modifier l'atmosphère et la surface de notre planète.

Catégorie II

Les planètes/lunes de cette catégorie ont un jour possédé des caractéristiques similaires à celle de la Terre (catégorie 1) mais ont par la suite perdu leur eau liquide en surface. Sur ces planètes, la vie a pu apparaître et se développer en surface, et ensuite envahir le sous-sol (la vie est abondante sur Terre jusqu'à parfois plusieurs kilomètres de profondeur). Lorsque la surface est devenue inhabitable, la vie a pu subsister en profondeur là où l'eau liquide est restée présente. C'est peut-être le cas pour Mars, cas qui sera détaillé dans la suite de ce cours.

Catégorie III

Dans cette catégorie, on trouve les planètes/lunes qui possèdent un océan d'eau liquide sous une couche de glace en surface, et en contact direct avec un noyau rocheux. Europe (satellite naturel de Jupiter) et Encelade (autour de Saturne) appartiennent à cette catégorie. Sur ces corps, la température à la surface est inférieure à -100°C, mais l'eau est maintenue liquide en profondeur par l'énergie thermique générée par la dissipation des marées gravitationelles due à l'excentricité de leurs orbites autour de Jupiter et Saturne..

Représentation des planètes/lunes habitables de classes III et IV

Représentations possibles des objets de catégories III et IV. Le cas 1 correspond à une planète dont la totalité de l'eau est gelée. Le cas 2 à un objet de catégorie IV. Les cas 3 et 4 à des objets de catégorie III.

Crédit : H. Lammer

Diagramme de phase de l'eau

Le diagramme de phase de l'eau montre qu'à haute pression (jusqu'à 200 MPa), la température du solidus décroit avec la pression. Il existe donc une région du diagramme (ici, en rouge) où l'eau peut rester sous forme liquide jusqu'à -20°C.

Crédit : Adapté de Wikipedia par M. Turbet.

Catégorie IV

Enfin, les planètes/lunes de la catégorie IV ont un océan d'eau liquide souterrain comme pour la catégorie III, mais surmontant une couche épaisse de glace. En effet si la quantité d'eau présente sur ces objets est trop grande, le diagramme de phase de l'eau prédit l'existence d'une couche de glace à haute pression, entre l'océan liquide et le noyau silicaté.

Les corps du Système Solaire faisant partie de cette catégorie sont notamment Ganymede (Jupiter) et Callisto (Jupiter).

La vie sur les corps de catégorie III et IV

Les photons ne pouvant atteindre l'océan souterrain, le mécanisme de la photosynthèse ne peut pas fonctionner.

Sur les objets de catégorie III, une vie éventuelle peut néanmoins profiter de l'énergie chimique et des nutriments apportés par l'activité hydrothermale et volcanique. .

Sur les objets de la catégorie IV, l'eau est en "sandwich" entre deux couche de glace. La vie ne peut bénéficier de l'apport de matériaux et d'énergie en provenance du sous-sol via du volcanisme.

Si la vie n'est présente qu'en sous-surface (catégories II, III et IV), elle peut alors difficilement modifier l'aspect de la surface. Surtout, en l'absence de photosynthèse, son activité biologique sera très limitée et elle ne pourra presque pas influencer la composition chimique d'une éventuelle atmosphère. Sa détection depuis la Terre apparait donc beaucoup plus difficile que pour la catégorie I.

Dans la suite de ce cours, nous nous intéresserons essentiellement aux exoplanètes habitables de la première catégorie car ce sont les seules où la vie peut être détectée à distance.

Avoir de l'eau

L'eau est abondante dans notre galaxie. Il est ainsi très probable que les planètes ont au moment de leur formation de grandes quantités d'eau à disposition. Par la suite, comètes et météorites peuvent alimenter ces mêmes planètes en eau.

Maintenir l'eau liquide

Pour une planète, avoir de l'eau semble être une chose commune. Mais il est bien plus difficile de garder cette eau en phase liquide ... L'eau peut exister essentiellement sous trois formes : solide, liquide et gazeuse. La gamme de températures pour laquelle une planète peut avoir de l'eau liquide stable à sa surface dépend donc principalement de sa pression de surface. Actuellement sur Terre, cette gamme s'étend de 0 à 100°C car la pression au sol est de 1013 hPa.

Remarque : La présence de sels dissous dans l'eau liquide peut permettre d'abaisser sa température de solidification de quelques dizaines de degrés et également d'augmenter sa température d'ébullition

Diagramme de phase de l'eau

L'eau est stable sous sa forme liquide pour une gamme donnée de valeurs de Températures / Pressions. Sur Terre, l'eau liquide est stable entre 0 et 100 °C.

Crédit : M. Turbet

Garder cette eau

Une planète habitable est susceptible de perdre son eau par des mécanismes d'échappement atmosphérique. En particulier, l'eau liquide à la surface d'une planète habitable est en équilibre avec son atmosphère. La vapeur d'eau injectée peut monter dans la haute atmosphère et être photolisée par le flux UV en provenance de l'étoile, libérant ainsi des atomes d'hydrogène et d'oxygène. Les atomes d'hydrogène, légers, vont s'échapper facilement de la gravité. Si la quantité d'eau dans la haute atmosphère et le flux UV sont suffisament élevés, la planète initialement habitable peut perdre la totalité de son hydrogène et donc de son eau vers l'espace.

Il existe une méthode pour quantifier la perte en eau d'une planète par échappement atmosphérique. Le deutérium D (un proton+un neutron) est un isotope de l'hydrogène H (un proton). Il est présent en quantité à peu près constante depuis la formation de l'Univers. Pourtant, lors du mécanisme d'échappement atmosphérique décrit plus haut, l'hydrogène, plus léger que le deutérium, va s'échapper plus facilement. Au cours du temps, la proportion de deutérium sur une planète qui perd son eau vers l'espace va augmenter. Plus la proportion de deutérium est importante par rapport à celle de l'hydrogène (rapport D/H), plus la perte atmosphérique a été importante. Cependant, le rapport D/H ne renseigne pas sur la quantité d'eau initialement présente.

Le flux stellaire

En premier lieu, c'est donc le flux stellaire reçu par une planète qui va dicter si oui ou non la planète va être capable de garder de l'eau liquide à sa surface. Si la planète est trop proche de son étoile, la température de la planète sera trop élevée pour conserver de l'eau dans son état liquide. Si la planète est trop loin de son étoile, ou voire même si la planète est seule, sans étoile - on l'appelle dans ce cas "planète flottante" -, elle ne recevra alors plus suffisamment d'énergie pour conserver la température minimale nécessaire au maintien d'eau liquide à sa surface.

Note : La photosynthèse - mécanisme essentiel pour la vie - est alimentée par le flux solaire.

Le flux géothermique

Sur Terre, le flux géothermique est en moyenne 3000 fois plus faible que le flux solaire. Pourtant, sur d'autres corps, il peut être beaucoup plus important. Sur Io, un satellite de Jupiter encore volcaniquement actif, le flux géothermique moyen est 25 fois plus élevé que sur Terre. Ceci est dû aux forces de marée gravitationnelle exercées par Jupiter sur Io qui, par friction, réchauffent l'intérieur du satellite. Il est donc possible que, dans certaines configurations, le flux géothermique joue un rôle important dans le bilan radiatif d'une planète/lune et donc sur son habitabilité.

Note : Si une exoplanète reçoit un flux stellaire trop faible pour alimenter la photosynthèse, il est possible que d'autres mécanismes prennent le relais. C'est en particulier le cas de la vie chimiolithotrophique, qui puise son énergie des sources hydrothermales.

L'effet de serre de l'atmosphère

La composition et l'épaisseur de l'atmosphère d'une planète jouent également un rôle prépondérant dans son bilan radiatif. En particulier, la présence de gaz à effet de serre contribue généralement à l'augmentation de la température de surface d'une planète. Un gaz à effet de serre a en effet la propriété particulière d'être quasi-transparent dans le domaine du visible (là où la majorité du flux solaire est émis), mais très absorbant dans le domaine de l'infrarouge (qui correspond au domaine du rayonnement thermique de la planète). Les gaz à effet de serre, chauffés par cette absorption, émettent eux aussi un rayonnement thermique dont une partie est captée par la surface, contribuant à son réchauffement. (Plus d'informations dans ce cours)

Sur Terre, les principaux gaz à effet de serre sont l'eau (HO), le dioxyde de carbone (CO), le méthane (CH), ou encore l'ozone (O). Néanmoins, notre expérience dans le Système Solaire prouve qu'il existe en fait toute une variété de compositions atmosphériques possibles : l'atmosphère de Jupiter est composée essentiellement de dihydrogène (H) et d'hélium (He) ; celle de Vénus essentiellement de CO ...

Ce qu'il faut retenir des gaz à effet de serre : Une planète très proche de son étoile doit posséder peu de gaz à effets de serre pour conserver de l'eau liquide à sa surface alors qu'une planète très éloignée doit en avoir en grandes quantités !

La limite froide de l'habitabilité

La glaciation galopante

Mécanisme de déstabilisation par glaciation galopante, aussi appelée "Runaway Glaciation".

Crédit : M. Turbet / F. Forget

Prenez la Terre et éloignez la du Soleil. Le flux solaire qu'elle reçoit va diminuer, impliquant une baisse directe de la température à sa surface. De ce fait, de la glace et de la neige supplémentaires vont se former et donc augmenter le pouvoir réfléchissant - appelé aussi "albédo" - de la surface. Un dépôt de neige peut être par exemple jusqu'à 10 fois plus réfléchissant qu'une étendue d'eau liquide. Ainsi, le flux solaire absorbé diminuera de plus belle, conduisant à des températures encore plus basses ...

On représente ci-dessous une simulation de la Terre, éloignée soudainement de 11% du Soleil. Après 20 ans, et via le mécanisme déstabilisant de "Runaway glaciation" (glaciation galopante) présenté ici, la Terre est complètement gelée.

L'effet "boule de neige"

Si la Terre, par ce phénomène de "Runaway Glaciation", finit par être complètement recouverte de glace, alors on dit qu'elle est entrée dans l'état "Terre Boule de Neige" ou aussi "Snowball Earth". Dans cet état, les températures à la surface de la Terre sont très froides, et l'albédo élevé de la glace/neige conduit la Terre à réfléchir une grande partie du flux solaire qu'elle reçoit.

Si on réexpose la Terre gelée au flux solaire qu'elle reçoit actuellement, elle restera gelée, suivant un phénomène d'hysteresis. Ainsi, pour un même flux solaire, la Terre peut être dans deux états d'équilibre différents ! Pour que la Terre Boule de Neige retrouve son état actuel, il faut qu'un ingrédient supplémentaire entre en jeu, comme par exemple une augmentation des gaz à effets de serre ...

L'effet "Runaway Greenhouse"

Prenons maintenant la Terre et rapprochons là de quelques pourcents du Soleil. L'augmentation du flux lumineux que la planète reçoit va provoquer une augmentation de sa température de surface. Les océans et mers de la Terre, réchauffés, vont évaporer plus d'eau. La vapeur d'eau étant un puissant gaz à effet de serre, la température de surface de la Terre va continuer d'augmenter. Si le flux solaire reçu par notre planète est alors suffisamment grand, l'évaporation des océans va s'emballer jusqu'à leur épuisement. La vapeur d'eau correspondante va former une épaisse atmosphère opaque au rayonnement infrarouge thermique. La température de la surface augmentera juqu'à plus de 1500°C pour pouvoir rayonner dans le visible où la vapeur d'eau laisse passer le rayonnement nécessaire à son refroidissement.

Les planètes habitables de catégorie I possèdent de l'eau liquide en surface et sont donc tout autant sujettes à ce mécanisme d'emballement de l'effet de serre.

L'effet "Moist Greenhouse"

Une planète habitable de catégorie I possède de l'eau liquide à sa surface, et donc de la vapeur d'eau dans son atmosphère. Une partie de cette vapeur d'eau va rejoindre les hautes couches de l'atmosphère. Le flux UV de l'étoile va photodissocier les molécules d'eau et les atomes d'hydrogène, légers, vont alors s'échapper vers l'espace.

Le mécanisme d'emballement de l'effet de serre prédit qu'une planète qui se réchauffe aura de plus en plus de vapeur d'eau dans son atmosphère, et donc perdra de plus en plus rapidement son eau vers l'espace. Si cet échappement est suffisamment rapide (suffisamment d'eau dans la haute atmosphère, suffisamment de radiation UV), alors la planète habitable peut perdre la totalité de son eau avant même d'être entrée dans l'état du "Runaway Greenhouse". On appelle cette limite chaude de l'habitabilité le "Moist Greenhouse".

L'habitabilité des planètes en rotation synchrone

Quand une planète est en rotation synchrone autour de son étoile, elle reçoit toute son énergie (lumineuse) sur la même face. Les deux pôles (Nord et Sud) et la face cachée ne reçoivent alors plus d'énergie. Dans certains cas, l'eau liquide à la surface de la planète peut se retrouver intégralement piégée sous forme de glace au niveau des pôles ou bien de la face cachée. On appelle cela un "piège froid".

Sur ce type de planètes, les climats possibles (détaillés dans la suite de ce cours) sont bien différents de ce que nous connaissons sur Terre ...

Le passé de la Terre

Il y a trois milliards d'années, le Soleil était 20% moins lumineux qu'aujourd'hui. Si vous éloignez aujourd'hui et soudainement la Terre de 11% (ou diminuez son flux de 20%), alors elle sera très rapidement complètement gelée. Pourtant, la présence continuelle de vie sur Terre depuis près de 3,5 milliards d'années suggère que notre planète a été capable de garder de l'eau liquide à sa surface pendant toute cette période.

Il existe plusieurs scénarios possible pour expliquer la présence continuelle d'eau et de vie sur Terre depuis 4 milliards d'années. Voici un exemple : Il y a 4,5 milliards d'années, la surface de la Terre est réchauffée par la présence d'une grande quantité de CO2 dans l'atmosphère. Il y a 4 milliards d'années, la vie apparaît sous forme de bactéries, notamment "méthanogènes": ces formes de vie consomment le CO2 et libèrent du méthane qui contribue à l'effet de serre de l'atmosphère. Parallèlement, un autre type de bactéries produit de l'oxygène grâce à la photosynthèse. Dans un premier temps cet oxygène est consommé par oxydation des roches, puis il commence à s'accumuler dans l'atmosphère il y a 2,3 milliards d'années. Cette augmentation de la quantité d'oxygène dans l'atmosphère, toxique pour les bactéries méthanogènes, conduit au déclin du méthane. Conséquence : la Terre se refroidit et entre dans une ère glaciaire (Glaciation Huronienne) d'où elle sort rapidement par augmentation du CO2 et de son effet de serre. De -3,8 milliards d'années à nos jours, la Terre, malgré plusieurs autres ères glaciaires (Glaciations Néoprotérozoiques), sera restée capable de maintenir à sa surface de l'eau liquide et de la vie.

Le scénario du passé de la Terre

Scénario de l'évolution temporelle des composés majeurs de l'atmosphère terrestre.

Crédit : J. Kasting

Le devenir de la Terre

Dans 6 milliards d'années, le Soleil sortira de la Séquence Principale pour se transformer en Géante Rouge. La Terre sera alors engloutie par le Soleil, dont le rayon aura été multiplié par ~ 200.

Dans 1 milliard d'années, la Terre recevra approximativement 10% de plus que le flux solaire actuel. Cela est suffisant pour que le mécanisme d'emballement de l'effet de serre agisse ... L'ensemble de l'eau présente dans les océans s'évaporera pour former une atmosphère dont la température dépassera 1500°C et la pression de surface vaudra quelques centaines de bars. La Terre, sans eau liquide à sa surface, ne sera alors plus habitable !

Dans 900 millions d'années, la température de la Terre aura suffisamment augmenté pour que le CO2 présent dans notre atmosphère soit dissout dans nos océans. Dans 900 millions d'années, la quantité de CO2 passera en dessous du seuil de 10ppm (pour rappel, la concentration actuelle en CO2 est ~ 400ppm, soit 0,04%) en deçà duquel la photosynthèse de toutes les plantes terrestres s'arrêtera. Sans photosynthèse, la vie telle que nous la connaissons ne pourra plus subsister.

Dans 100 ans, le réchauffement climatique provoquera une augmentation de la température terrestre moyenne de 1,5°C à 4°C. En cause, l'activité humaine est à l'origine des émissions en gaz carbonique, puissant gaz à effet de serre. Il est toutefois important de préciser que le réchauffement climatique ne peut pas conduire au phénomène de "Runaway Greenhouse".

Le cycle Carbonates-Silicates, où comment sortir d'une aire glaciaire

La Terre est capable de réguler la quantité de dioxyde de carbone contenu dans son atmosphère. Pour faire "simple", le présent dans notre air tend à se dissoudre dans l'eau douce issue des précipitations sur les continents sous forme d'ion HCO₃^-. En ruisselant sur les surfaces, cette eau dissout aussi les roches silicatées (typiquement: ) présente à la surface de la Terre. Les produits de ces dissolutions sont transportés par les rivières vers les océans où ils s'accumulent. Au delà d'une certaine concentration, les ions se combinent pour former des carbonates (constituant des roches calcaires). L'équation bilan est typiquement: . Sur Terre de nos jours, la formation des carbonates à partir des ions dissous est assurée par certains organismes vivants pour fabriquer des coquilles ou des squelettes. Une fois formé, le carbonate tombe au fond des océans et forme des sédiments qui sont transportés lentement par le plancher océanique se subductant par tectonique des plaques. En profondeur, les hautes pressions et températures inversent la réaction et libèrent le CO2. Celui ci est réinjecté dans l'atmosphère par le volcanisme : la boucle du "cycle des carbonate silicate" est bouclée.

Si la Terre entre dans une ère glaciaire, l'eau liquide ne peut plus lessiver les continents et la couche de glace qui se crée entre les océans et l'atmosphère empêche le CO2 de se dissoudre. Pendant ce temps les volcans continuent à injecter du CO2 qui va s'accumuler dans l'atmosphère, jusqu'au point où la quantité de gaz à effet de serre dans l'atmosphère sera suffisante pour que la Terre sorte de l'ère glaciaire.

La réaction de dissolution de la roche par le CO2 augmente avec la température. Donc si la Terre se réchauffe, la quantité de CO2 dans l'atmosphère diminuera et la Terre se refroidira. Il s'agit donc d'un véritable "thermostat géophysique".

Note : Le mécanisme à rétroaction négative des Carbonates-Silicates agit sur une période de temps ~ 0,5 millions d'années, ce qui est suffisamment rapide pour influencer l'évolution climatique à long terme de notre planète, mais largement insuffisant pour contrebalancer le réchauffement climatique induit par l'Homme.

La stabilisation du climat par la Lune

La présence de la Lune résulte de la collision entre deux objets à l'origine de la formation de la Terre et de la Lune. Sans la Lune pourtant, l'obliquité de la Terre varierait chaotiquement de ±0° à ±85° sur des périodes de temps ~ 10 millions d'années.

La Lune stabilise l'obliquité de la Terre et par conséquent son climat.

Les réseaux de rivière

En 1972, la sonde Mariner 9 découvre pour la première fois des lacs et des réseaux de rivière à la surface de Mars. Leur présence suggère que l'atmosphère de Mars fut un jour suffisamment chaude et épaisse pour que de l'eau liquide soit stable à sa surface, et capable d'éroder Mars pour former lacs et rivières. La grande majorité de ces réseaux de rivières ont été observés sur des terrains datés de plus de 3,5 milliards d'années, en utilisant la méthode de comptage par cratères. Depuis, la présence de grandes quantités d'eau liquide sur Mars autrefois a été confirmée par de multiples observations géomorphologiques et minéralogiques effectuées depuis des satellites en orbite ou grâce à des robots (rovers) à la surface.

Pourtant, il y a 3,5 milliards d'années, le Soleil était 25% moins brillant qu'aujourd'hui. Mars recevait alors 35% du flux solaire que nous recevons actuellement sur Terre. Difficile donc d'expliquer la formation de ces rivières et encore plus d'imaginer que Mars ait pu un jour être habitable.

Réseau de rivières martien - Warrego Valles

Photographie de réseaux de rivières martiens situés dans la région de Warrego Valles.

Crédit : NASA

Les scénarios possibles

• Première possibilité : Mars fut un jour chaude et humide pendant une longue période de temps. Suffisamment longtemps pour qu'un cycle hydrologique durable prenne place et que lacs et réseaux de rivières se forment. La présence de gaz à effet de serre puissants (CO₂ notamment) en grande quantité aurait alors pu expliquer la persistance d'un tel climat. Dans ce scénario, Mars était une planète habitable où la vie aurait pu se développer.
• Deuxième possibilité : Mars était, à l'instar d'aujourd'hui, une planète sèche et froide. Mais Mars aurait pû se réchauffer pendant de brefs épisodes répétés à la suite d'impacts météoritiques ou encore à cause d'un volcanisme intense. Cumulés, ces évènements auraient pu conduire à la formation des réseaux de rivières observés sur Mars. Dans ce scénario où l'eau liquide ne fut stable qu'épisodiquement, il est peu probable que la vie ait pu se développer ...

Où est passé l'eau de Vénus ?

L'eau est une molécule abondante dans la galaxie. C'est aussi le cas sur Terre, sur Mars ... Cependant, l'eau est présente en quantité très limitée sur Vénus ! Il est probable que Vénus ait eu de l'eau en quantité importante lors de sa formation. Mais si c'est le cas, elle n'a pas été capable de la garder. Du fait de la température de surface élevée de Vénus, l'eau (initialement peut-être liquide) se serait transformée progressivement en vapeur d'eau. L'échappement atmosphérique de l'hydrogène présent dans l'eau aurait alors transformé Vénus en la planète sèche que nous connaissons aujourd'hui.

Au début des années 1990, la sonde spatiale américaine Magellan est envoyée en orbite de Vénus. Son radar révèle avec une précision alors inégalée la topographie de la planète, nous indiquant que l'eau liquide n'a pas pu couler sur Vénus depuis au moins 1 milliard d'années ! Cette observation permet d'établir une limite empirique de la limite chaude de la Zone Habitable : il y a 1 milliard d'années, Vénus (qui recevait alors 1,76 fois le flux solaire reçu actuellement sur Terre) n'était pas habitable. Mais l'activité volcanique intense à la surface de Vénus, à l'origine du resurfaçage de la surface de Vénus, ne permet pas de remonter plus loin qu'un milliard d'années dans l'histoire de la planète : il est donc très difficile pour l'instant de savoir si Vénus a pu un jour posséder des océans à sa surface.

Vénus a-t-elle un jour été habitable ? Y'a-t-il de la vie dans l'atmosphère vénusienne (Vénus pourrait être habitable au sens de la classe II grâce aux gouttelettes d'eau présentes dans son atmosphère) ? Un certain nombre de missions spatiales à venir pourraient nous en apprendre davantage ...

À l'échelle de la Galaxie

A mesure que les étoiles très massives (> 8 masses molaires) consomment leur carburant par fusion, des éléments de plus en plus lourds sont formés (de l'Hélium jusqu'au Fer) et leur coeur se densifie. Au delà d'une certaine limite, les forces de pression au sein du noyau d'une telle étoile ne sont plus capables de contrebalancer l'effet de la gravité. L'étoile va alors imploser puis exploser : c'est ce qu'on appelle une "Supernova". L'énergie libérée lors d'un tel évènement est considérable et l'essentiel de cette énergie est relâché pendant un temps très court (quelques dizaines de jours) de telle sorte que les étoiles et leur planètes se trouvant dans les environs peuvent être fortement irradiés par un rayonnement hautement énergétique.

À l'échelle du Système Stellaire

À l'échelle du système stellaire, le principal danger pour une planète habitée vient des collisions météoritiques. L'énergie libérée lors d'une collision peut être considérable et suffisante pour "stériliser" une planète. Par exemple, l'impact météoritique qui a donné naissance au cratère Chixculub, au Mexique, a libéré l'équivalent (en énergie) de J, soit 10 milliards de fois l'énergie libérée par la bombe nucléaire larguée sur Hiroshima.

À l'échelle de la Planète

Considérant notre expérience du Système Solaire, il y a toutes les raisons de croire que le volcanisme est un phénomène courant parmi les planètes extrasolaires.

Pourtant, un volcanisme accru peut perturber l'habitabilité d'une planète. En fonction des gaz à effet de serre ou des aérosols et poussières injectés et leur quantité, une planète peut être fortement impactée (fort réchauffement ou refroidissement) par d'intenses épisodes volcaniques.

Sur Terre, paradoxalement, l'arrêt définitif du volcanisme pourrait très bien conduire aussi à un refroidissement extrême de notre planète. Car c'est en effet le volcanisme qui, au long terme via le cycle des Carbonates-Silicates, régule la quantité de gaz à effet de serre de notre planète et donc sa température.