Image dans l’en-tête : glace et cirrus de l’Antarctique. www.sciencephoto.com.
Comportement de l’eau sur Terre et ailleurs
On nous a toujours appris que l’eau gèle en dessous de zéro degré Celsius (ou < 273 Kelvin) et qu'elle bout à 100°C (ou 283 Kelvin). C'est ainsi que l'eau se comporte ici sur Terre, où la pression atmosphérique est continuellement d'environ 1000 mBar. Dans notre observatoire à Gand, nous avons une horloge à vide. Lors de visites scolaires, nous plaçons parfois un simple verre d'eau sous cette horloge, et nous pompons l'air. Le verre d'eau est alors soumis à une pression d'air d'environ 30 mBar. Ce n'est pas un vide complet, mais c'est suffisant pour porter l'eau à ébullition. Les enfants sont ensuite surpris de constater, en tâtant l'eau, qu'elle ne s'est pas du tout réchauffée, alors qu'ils l'ont clairement vue bouillir.
L’eau se comporte donc différemment selon la pression atmosphérique. Sur Mars, par exemple, la pression atmosphérique moyenne est de 6 à 7 mBar. Cette pression est si faible qu’un glaçon qui fond se met immédiatement à bouillir. La glace fondante n’a pas le temps de former d’abord de l’eau liquide. C’est ce qui se produit immédiatement sur Mars lorsque la température dépasse 0°C (ou 273 K), ce qui arrive fréquemment dans les régions équatoriales. On ne trouve donc pas d’eau liquide à la surface.
Sur la Lune, la pression atmosphérique est encore plus extrême, à 0 mBar. Dans ces conditions, on voit effectivement la glace d’eau bouillir (se sublimer) à n’importe quelle température. Cependant, la vitesse à laquelle la glace d’eau se sublime dans le vide est extrêmement lente à des températures très froides comme, par exemple, -100°C (=173K). Au pôle nord et au pôle sud de la Lune, il y a des cratères profonds dont le fond n’est jamais touché par la lumière du soleil : les « cratères des ténèbres éternelles ». Comme il n’y a pas non plus d’air pour transporter la chaleur, le fond de ces cratères est toujours plus froid que -230°C (=43 K). Dans ces conditions, la sublimation de la glace d’eau est si lente qu’elle peut y rester en grande partie même pendant des milliards d’années.
D’après le diagramme de phase de l’eau ci-dessus, il est facile de voir que la Terre admet facilement les trois phases de l’eau en raison de sa pression atmosphérique et de ses températures. Cela contraste avec la Lune (qui se trouve à la même distance du Soleil) et Mars. Cependant, si nous voulons estimer ce qu’il en est dans d’autres endroits du système solaire, nous devons élargir l’ensemble du diagramme. En effet, il existe des endroits où la pression est beaucoup plus élevée et où les températures sont parfois très élevées ou très basses.
Le diagramme de phase étendu de l’eau ci-dessus montre certaines zones applicables aux lunes de glace Europe et Ganymède. On pense que beaucoup de ces lunes glacées possèdent un océan d’eau liquide sous la croûte de glace d’eau. Pour les lunes Europe (Jupiter) et Encelade (Saturne), cela a été prouvé par les études des sondes spatiales. Nous savons également que le fond de ces océans est en contact avec un noyau rocheux géologiquement actif, ce qui est important pour la vie potentielle. Cela pourrait être différent pour les très grandes lunes de glace comme Ganymède (Jupiter) en raison de l’énorme pression au fond de l’eau. À des pressions aussi élevées, on peut s’attendre à ce que l’eau redevienne de la glace, mais de la glace de type VI (voir le diagramme ci-dessus). Il s’agit d’un type de glace d’eau qui est plus lourd que l’eau liquide. Par conséquent, nous soupçonnons qu’au fond de l’océan souterrain de Ganymède se trouve une couche de glace. L’océan n’a alors aucun contact direct avec le noyau rocheux. Cela rend cet océan souterrain moins intéressant pour notre recherche de la vie. Tu en sauras plus dans la cinquième partie de ce cours.
Eau liquide : où dans le système solaire ?
Dans notre recherche de vie dans le système solaire, nous voulons trouver des endroits où l’eau se présente sous 2 ou 3 phases, l’eau liquide étant certainement l’une d’entre elles. En résumé, nous pouvons nous attendre à en trouver dans les endroits suivants :
- Surface de la Terre : glace, liquide, vapeur.
- Le sous-sol de Mars : glace, liquide.
- Grandes lunes et planètes naines du système solaire externe : glace et liquide dans un manteau souterrain et peut-être de l’eau liquide dans les trous et les crevasses de la croûte de glace.
Tous les autres endroits du système solaire sont donc beaucoup moins intéressants pour partir à la recherche d’une vie réelle. Cela ne veut pas dire qu’il n’y a pas d’eau. Sur les autres planètes, lunes, astéroïdes et comètes, l’eau est généralement présente, parfois très présente, mais seulement sous forme de glace ou de gaz.
En outre, nous devrions également conclure que la surface de la Terre est de loin la situation la plus favorable, où l’eau est fréquente, permanente et abondante dans les trois phases.
La zone habitable des planètes
Il est assez évident quelles sont les principales conditions pour que l’apparition de l’eau dans les trois phases soit possible sur une planète : il ne faut pas qu’elle soit trop froide ni trop chaude. Ainsi, tu peux calculer la distance idéale pour ses planètes par rapport à n’importe quelle étoile et déterminer ainsi la « zone habitable ». Si l’on fait cela pour notre Soleil, on arrive à une zone dans laquelle on peut trouver 3 planètes : Vénus, la Terre et Mars (et la grosse Lune de la Terre). Vénus est certes très proche de la limite « trop chaude », et Mars se trouve sur la limite « trop froide ». La Terre et la Lune se trouvent dans la zone intermédiaire confortable. Nous voyons donc quatre corps célestes majeurs dans la « zone habitable » autour de notre étoile, mais seul l’un d’entre eux a une véritable habitabilité aujourd’hui. Il s’agit donc d’une leçon très importante lorsqu’on apprend qu’une exoplanète « semblable à la Terre » a été découverte autour d’une autre étoile, dans la zone habitable. De toute façon, il peut y avoir de nombreuses raisons pour trouver une planète invivable dans cette zone. Dans le cas de Vénus, il s’agissait d’un effet de serre incontrôlé (effet de serre incontrôlable), dans le cas de Mars, de la perte de son atmosphère et dans le cas de la Lune, de l’absence d’atmosphère dès le départ. Une activité géologique trop faible, par exemple, pourrait également poser problème. Ce type de caractéristiques importantes pour les planètes vivantes sera discuté plus en détail dans ce cours.
