LA VIE AILLEURS

« Considérer que la Terre est le seul monde habité est aussi absurde que de penser qu’un champ semé pourrait ne produire qu’un seul épi. »

Métrodore de Chio

Philosophe grec, IVe siècle av. J.-C.

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CARTE D’IDENTITE

TITRE DU DOSSIER PEDAGOGIQUE : LA VIE AILLEURS

AUTEURS : YVES DARBARIE (EN), JEAN-PAUL CASTRO (EN)

DISCIPLINE CONCERNEE : SVT, PHYSIQUE CHIMIE

PARTIES DU PROGRAMME CONCERNEES : CYCLE4, SECONDE, 1S, TS

RESUME Sommes-nous seuls dans l’Univers ? Peut-on aller vivre un jour sur une autre planète ? Si oui laquelle ? Ces questions existentielles appartiennent désormais au domaine des sciences par notre capacité à collecter des informations de plus en plus précises sur des astres de notre système solaire et à explorer notre environnement extraplanétaire.

Pour cette recherche de la vie dans l’espace, cet atelier codisciplinaire de Physique chimie et de SVT vous entrainera aussi bien au voisinage de la Terre qu’en direction des contrées les plus lointaines de l’Univers.

Nous commencerons par présenter les concepts de l’exobiologie en présentant les objets que recherchent les scientifiques dans leur quête de mondes accueillants pour des organismes vivants. Nous distinguerons ensuite les explorations locales au sein du système solaire permettant de rechercher des conditions favorables à la vie, des méthodes permettant désormais la découverte d’exoplanètes toujours plus ressemblantes à la planète bleue.

Notre recherche s’appuiera sur l’utilisation de données spatiales récentes, de petites expérimentations et fera la part belle à l’imagination.

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ORGANISATION DE L’ATELIER PARTIE A : LA VIE SUR TERRE : ORIGINE ET P 5 CARACTERISTIQUES DU VIVANT CS1 : LES CARACTERISTIQUES DU VIVANT P 6 A1 SVT: LES COULEURS DE LA TERRE : EXPLORATION DES P 8 ENVELOPPES TERRESTRES

A1 PC : A LA DECOUVERTE DE LA MOLECULE H20 P 12 A2 SVT : ORIGINE DE L’EAU SUR TERRE ET COMETE : LES APPORTS P 16 DE LA MISSION ROSETTA A2 PC : ORIGINE DE LA VIE SUR TERRE : LA THEORIE DE LA P 30 PANSPERMIE RELANCEE : CHIRALITE DES MOLECULES ET ESPACE PARTIE B : LA VIE A COTE : ETUDE DE LA PLANETE MARS P 34 CS2 : L’EAU SUR MARS p 35 A3 SVT : GEOLOGIE MARTIENNE : QUAND LA PLANETE ROUGE ETAIT p 40 BLEUE A4 SVT/A3PC : OU SONT PASSEES LES ENVELOPPES DE MARS ? p 71 PARTIE C : LA VIE PLUS LOIN : LES EXOPLANETES P 86 CS3 : LES METHODES DE RECHERCHE DES EXOPLANETES P 87 A4 PC : MAIS OU EST PASSEE VOYAGER ? P 89 A5 PC : LES DIFFERENTES METHODES DE DETECTION P 91 A5 SVT : CARACTERISTIQUES DES EXOPLANETES ET POSSIBILITES p 97 DE VIE CS : COMPLEMENTS SCIENTIFIQUES A : ACTIVITES ELEVES

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PARTIE A : LA VIE SUR TERRE : ORIGINE ET CARACTERISTIQUES DU VIVANT

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CS 1 : Les caractéristiques du vivant

Les seules formes de vie connues par l’Homme sont les formes de vie terrestre. L’étude ces formes de vie, c’est-à-dire la biologie, a permis de définir les conditions nécessaires à la vie sur Terre. La recherche de forme de vies extraterrestres appartient au domaine de l’exobiologie

LES CARACTERISTIQUES DU VIVANT : L’IMPORTANCE DE L’EAU La cellule est l'unité de base de tous les êtres vivants. Il existe 2 classes distinctes de cellules :  la cellule procaryote, dont le matériel génétique n’est pas protégé par un noyau  la cellule eucaryote qui possède un noyau et des organites cellulaires spécialisés. Les êtres vivants peuvent être unicellulaires -constitués d'une seule cellule- ou pluricellulaires - constitués par quelques cellules ou par des milliards de cellules. Les êtres unicellulaires peuvent être constitués par une cellule procaryote, c'est le cas des bactéries ou par une cellule eucaryote c'est le cas des protistes. Les cellules sont constituées à partir de molécules élémentaires (glucose, acide aminées, acide gras) qui peuvent s’associer pour former des macromolécules. Les principaux types de macromolécules sont :  les protéines constituées d’acides aminés qui ont entre autres rôles, la catalyse des réactions,  les glucides qui ont un rôle structural et un rôle de stockage de molécules énergétiques,  les acides nucléiques qui assurent la transmission du patrimoine génétique et qui permettent la traduction du message génétique en protéines fonctionnelles.

Ces macromolécules biologiques sont constituées à partir de différents éléments chimiques dont 4 représentent plus de 99 % de la masse de la cellule : il s’agit du carbone, de l’oxygène, de l’hydrogène et de l’Azote.

Toutes les théories sur l’apparition de la vie considèrent que c’est dans l’eau que se sont élaborées les premières macromolécules biologiques puis les premières formes cellulaires. Plus tard, quittant la vie aquatique pour la vie aérienne, les organismes ont emporté l’eau avec eux, au sein et autour de leurs cellules. L’eau représente 65 à 99 % de la masse d’un organisme ou d’une cellule. Elle apparaît à tous les niveaux d’organisation, dans les moindres aspects de la structure et du fonctionnement du vivant :  à l’échelle de l’organisme, où elle constitue la sève végétale, la lymphe ou le sang animal,  à l’échelle de la cellule où elle participe à la circulation et à la rencontre de molécules,  au niveau moléculaire où elle se résume à des transferts d’électrons et de protons.

Partout l’eau assure les mêmes fonctions : elle est le solvant qui hydrate et fait circuler, le médiateur qui lie et transmet, le produit ou le réactif des réactions chimiques à la base du vivant telles que la photosynthèse ou la respiration.

EXOBIOLOGIE ET RECHERCHE DE LA VIE L'exobiologie est une science interdisciplinaire qui a pour objet l'étude des facteurs et processus, notamment géochimiques et biochimiques, pouvant mener à l'apparition de la vie, d'une manière générale, et à son évolution. Ceci s'applique aussi bien à l'émergence de la vie sur Terre, il y a 3 à 4 milliards d'années, qu'à la possibilité de vie ailleurs dans le système solaire, voire sur d'éventuelles planètes extrasolaires ou autre. Une profonde interaction entre des domaines aussi divers que la physique, la chimie, la biochimie, la biologie cellulaire, la climatologie, la géochimie, la planétologie et la modélisation informatique est indispensable pour tenter d'appréhender les différents processus mis en œuvre dans leur ensemble. La vie paraît capable de s’adapter aux environnements les plus hostiles. Mais un ingrédient demeure indispensable à la survie d’éventuels micro-organismes extraterrestres : l’eau liquide. C’est donc cette eau qui va être recherchée en priorité.

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L’exobiologie poursuit plusieurs objectifs. :

 Déterminer les processus qui ont conduit à l’émergence du vivant notamment : o par l'étude des conditions qui ont régné pendant le premier milliard d’années de formation et d’évolution de la Terre, o par l'étude de la part « extraterrestre » de l’origine de la vie sur Terre en évaluant la contribution de la matière organique d’origine interstellaire à la constitution de la matière organique terrestre primitive ainsi que son rôle éventuel dans l’émergence de la vie,  Détecter l’existence d’une chimie prébiotique pouvant conduire aux premières étapes de la vie ou à des traces de vie sur différents corps du système solaire  Comprendre la distribution et l’évolution de la vie dans Univers en recherchant des indices notamment par la modélisation et l’étude des planètes extrasolaires. Cette discipline s'appuie sur diverses autres disciplines scientifiques comme la chimie, la biochimie, la génétique moléculaire, la géologie, l’astronomie dans toutes ses composantes, la vie artificielle, etc. Les enjeux peuvent se regrouper en trois grands chapitres incluant des approches pluridisciplinaires, tant au sol que dans l’espace :  les ingrédients de la vie primitive : afin de comprendre la suite de réactions chimiques qui ont pu conduire à la vie, il est nécessaire d’identifier les ingrédients chimiques disponibles et de les replacer dans leur environnement. La contribution des molécules carbonées provenant de l’espace interplanétaire ou interstellaire doit notamment être comprise. Ces molécules ont pu jouer un rôle soit simplement par l’apport de carbone organique facilement recyclé dans les réactions chimiques initiales, soit par l’apport de molécules déjà élaborées qui auraient joué le rôle de briques élémentaires du vivant (acides aminés par exemple),  vie et chimie prébiotiques dans le système solaire : les résultats obtenus au premier chapitre serviront de référence pour rechercher les éléments ou les traces de vie sur les corps célestes tant lors d’analyses in situ que pour des études spectrales à distance ou la sélection d’échantillons à rapporter sur Terre. Cette connaissance complétée par les études des corps du système solaire d’intérêt exobiologique servira à sélectionner les sites d’atterrissage, les échantillons à analyser in situ ou à rapporter sur Terre ainsi qu'à déterminer les méthodes d’analyse les plus appropriées,  l’étude de l’évolution de la vie sur Terre et la modélisation des différents types de planètes (planètes- océans etc.) associées à la détection de planètes extrasolaires serviront à déterminer les indices de vie à rechercher par spectrométrie et à dimensionner les instruments de mesure destinés à l’observation de ces planètes.

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A1SVT : LES COULEURS DE LA TERRE : EXPLORATION DES ENVELOPPES TERRESTRES

 POSITION DANS LES ENSEIGNEMENTS Cette activité pourrait être proposée à des élèves en classe de seconde en SVT.

Les conditions de la vie : une particularité de la Terre ? La Terre est une planète rocheuse du système solaire. Les conditions physicochimiques qui y règnent permettent l’existence d’eau liquide et d’une atmosphère compatible avec la vie. Ces particularités sont liées à la taille de la Terre et à sa position dans le système solaire. Ces conditions peuvent exister sur d’autres planètes qui possèderaient des caractéristiques voisines sans pour autant que la présence de vie y soit certaine.

La nature du vivant Les êtres vivants sont constitués d’éléments chimiques disponibles sur le globe terrestre. Leurs proportions sont différentes dans le monde inerte et dans le monde vivant. Ces éléments chimiques se répartissent dans les diverses molécules constitutives des êtres vivants. Les êtres vivants se caractérisent par leur matière carbonée et leur richesse en eau. L’unité chimique des êtres vivants est un indice de leur parenté.

 OBJECTIFS Montrer que l’observation depuis l’espace de la Terre permet de caractériser la présence de la Vie

 QUESTIONNEMENT

La Bille bleue (The Blue Marble) est une photographie célèbre de la Terre prise le 7 décembre 1972 par l'équipage d'Apollo 17 à une distance d'environ 45 000 km. C'est l'une des photos les plus répandues dans le monde. Cette image est l'une des rares qui montrent une Terre complètement éclairée ; les astronautes avaient le Soleil derrière eux lorsqu'ils prirent la photo. Ils l'ont baptisée ainsi car, pour eux, la Terre ressemblait sur cette photo à une bille de verre d'enfant. Par extension, l'expression est utilisée pour désigner des représentations similaires de la Terre ; certaines sont des assemblages d'images satellitaires. En juillet 2015 la NASA entreprend la publication d'une série de vues complètes prise par le satellite Deep Space Climate Observatory à 1,5 millions de kilomètres de la Terre.

1. A partir de ces deux images, identifier les principaux objets visibles sur les images, proposez un regroupement de ces objets au sein des compartiments terrestres. 2. Réaliser une présentation originale permettant d’expliquer l’origine de la couleur dominante de ces compartiments en insistant sur les différentes échelles. 3. Discuter du rôle de ces compartiments dans l’existence de la Vie sur Terre.

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La Bille bleue (1972 et 2016)

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Eléments de correction

Il est possible d’utiliser différents supports pour la réalisation du travail proposé :

 Padlet

 Prezi

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 Diaporama

 Cartes heuristiques

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A1PC : A LA DECOUVERTE DE LA MOLECULE D’EAU

 POSITION DANS LES ENSEIGNEMENTS Cette activité pourrait être proposée à des élèves en cycle 4 ou lycée en adaptant tout ou partie du contenu.

Les particularités de la molécule d’eau La surface de la Terre est une planète constituée au ¾ d’eau. En ce sens, c’est une planète unique dans notre système solaire. La vie dépend de la présence de cette molécule qui permet l’existence de réactions biochimiques indispensables à la vie. Connaître les propriétés de cette molécule d’eau, permet de mieux comprendre la présence de vie sur notre Terre mais aussi d’expliquer le sens des recherches actuelles dans l’Univers proche (système solaire) ou dans l’Univers lointain (exoplanètes).

 OBJECTIFS Mettre en évidence les propriétés de l’eau qui permettent à la vie d’exister.

 QUESTIONNEMENT

A l’aide des différents documents, proposer une synthèse argumentée qui répondrait aux trois questions suivantes : - pourquoi les propriétés de l’eau favorisent-elles les réactions biochimiques liées à la vie ? - comment peut-on connaître la provenance de l’eau présente sur Terre ? - où rechercher de la vie ailleurs que sur Terre ?

Document 1 : Composition de la molécule d’eau et rapport isotopique

Un atome est un élément de base de la matière. Tous les objets et noyau être vivants qui nous entourent sont constitués d’atomes. Chaque atome est constitué d’un noyau chargé positivement et d’électrons négatifs qui se situent autour du noyau, dans un espace qu’on nomme nuage électronique. nuage électronique

Le noyau peut être constitué de deux éléments : les protons chargés positivement et les neutrons de charge nulle. neutron proton

noyau Chaque fois que l’on change d’élément chimique, on change le nombre de protons. Par exemple l’hydrogène possède 1 proton, l’oxygène 8 protons, le carbone 6 protons… Le nombre de protons définit donc l’élément chimique. En revanche, le nombre de neutrons n’obéit pas à une règle bien établie. On constate qu’il est approximativement le même que celui des protons mais ce n’est pas systématique. De plus, un même élément peut exister sous différentes formes, avec des nombres de neutrons différents : c’est que l’on appelle des isotopes.

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Par exemple, ci-dessous l’isotope oxygène 16 noté 16O et l’isotope oxygène 17 noté 17O :

8 protons + 8 protons +

8 neutrons 9 neutrons protons protons

Oxygène 16O Oxygène 17O

Peut-on avoir une infinité d’isotopes ? Non car dès que le nombre de neutrons devient trop important ou trop faible par rapport à celui des protons, l’isotope devient instable, c’est-à-dire qu’il peut se transformer à tout moment en un autre élément (désintégration). Cette désintégration peut être radioactive.

Activité Recherchez grâce au logiciel « Isotopes et masses atomiques » de Phet les isotopes stables de l’oxygène, de l’hydrogène et leur abondance relative. https://phet.colorado.edu/fr/simulation/legacy/isotopes-and-atomic-mass

L’atome de deutérium est l’isotope de l’atome hydrogène : il possède un neutron. Ainsi, dans certaines molécules d’eau, on trouve non pas 2 atomes d’hydrogène mais un atome de deutérium et un atome d’hydrogène. La formule chimique est alors HDO. Cette molécule n’est que très peu abondante par rapport à la molécule H2O. La proportion de deutérium par rapport à l’hydrogène notée D/H est appelée rapport isotopique. La valeur de ce rapport change selon les conditions de formation de la molécule. On peut donc grâce à ce rapport avoir des explications sur la provenance de cette molécule (origine terrestre, cométaire…)

Document 2 : La molécule d’eau

La molécule d’eau a pour formule H2O, autrement dit elle est constituée d’un atome d’oxygène et de deux atomes d’hydrogène. En effet, chaque majuscule dans une formule est un élément chimique, O pour l’oxygène, H pour l’hydrogène… Le nombre situé en bas à droite en indice indique le nombre d’éléments chimiques présents dans la molécule. S’il n’y a pas d’indice, le nombre 1 est sous-entendu.

Cette molécule est coudée. La forme est la suivante (l’atome d’oxygène en rouge, celui d’hydrogène en blanc) : Molécule d’eau On rappelle que des électrons sont présents autour de chaque noyau. Dans un atome, il y a autant d’électrons autour du noyau que de protons dans le noyau. Comme la charge d’un électron est égale et opposée à celle du proton, l’atome est globalement neutre. Atome d’oxygène : 8 électrons autour d’un noyau constitué de 8 protons.

Dans les molécules, les liaisons dites covalentes résultent de la mise en commun d’un électron de chaque atome. Pour l’eau, l’atome d’hydrogène fournit un électron et celui d’oxygène un autre. Ces deux électrons forment une liaison. De plus, l’oxygène forme deux doublets dits non liants d’électrons Répulsion des qui se repoussent entre eux car les charges identiques se repoussent. Ainsi la doublets d’électrons molécule se plie, on parle de molécule coudée.

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Enfin, les éléments possèdent un caractère électronégatif, c’est-à-dire une aptitude à attirer vers soi les doublets d’électrons liants de la liaison.

Voici le tableau des valeurs d’électronégativité Valeurs d’électronégativité des éléments (selon Pauling) des différents éléments. Plus cette valeur est forte, plus l’atome est électronégatif. De ce fait, les électrons de la liaison sont plus proches de l’élément électronégatif. Cela créé un déséquilibre au niveau de la répartition des charges électriques.

Rappelons-nous, chaque atome est neutre donc la molécule globalement est elle-même neutre. Cela dit, du fait de la différence d’électronégativité de l’oxygène et de l’hydrogène, il apparaît dans la molécule des zones un peu plus riches en électrons donc plutôt chargées négativement, ces zones sont notées δ−, et d’autres plus pauvres en électrons donc plutôt chargées positivement, ces zones sont notées δ+. Globalement l’ensemble de la molécule reste neutre. On dit que la molécule est alors polaire (existence de deux pôles opposés en charge).

Activité En tenant compte de ces différentes informations, d’après-vous quelle est la bonne représentation de la molécule ?

Document 3 : le rôle des liaisons hydrogènes dans la solvatation

L’existence de cette polarité permet à l’eau de servir de solvant pour des espèces elles-mêmes porteuses de charges grâce aux interactions électrostatiques. Cela engendre des propriétés d’interaction entre molécules donc de solvatation. Ces propriétés de solvatation sont indispensables aux réactions biochimiques. Les charges contraires s’attirant, les molécules d’eau sont liées entre elles notamment par des liaisons appelées liaisons hydrogènes entre l’oxygène d’une molécule et l’hydrogène d’une autre.

Ces liaisons hydrogène renforcent les propriétés de solvatation des espèces chimiques. En effet, les molécules organiques étant polaires pour la plupart, elles interagissent avec l’eau qui devient donc un solvant pour elles. Ce rôle de solvant permet de véhiculer les molécules les unes vers les autres permettant ainsi aux réactions biochimiques d’avoir lieu. L’eau joue donc un rôle déterminant pour les réactions chimiques du vivant.

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Document 4 : l’eau ailleurs que sur Terre

Lors des changements d’état, des liaisons hydrogènes jouent un rôle déterminant. En effet, lorsque l’eau est solide (glace), les molécules d’eau occupent une structure tétraédrique assez lâche.

Structure solide de l’eau (glace) A 20 °C, cette organisation est rompue et les molécules s’assemblent en moyenne par groupe de 6. Cette nouvelle organisation occupe moins d’espace ce qui induit une diminution du volume que l’on peut voir lorsqu’un glaçon fond par exemple. De plus, à l’état liquide la masse volumique augmente puisque les mêmes molécules occupent moins de volume. Cela explique pourquoi la glace flotte. Phase liquide de l’eau Lorsque la température s’élève et si l’énergie fournie devient suffisante, les La solvatation d’une liaisons hydrogènes sont rompues et les molécules sont moins retenues les unes molécule polaire dans l’eau aux autres donc l’eau se vaporise.

Le diagramme de phase (pression en fonction de la température) permet de comprendre les paramètres nécessaires à l’existence d’eau liquide.

Il illustre les domaines de température et de pression où l'eau se trouve à l'état gazeux, liquide et solide.

Le diagramme de phase de l'eau montre que le point triple correspond à une température de 0,01°C et une pression de 6,15 hectopascals. En dessous du point triple, l'eau ne peut pas exister sous forme liquide.

A la lecture du diagramme, on peut espérer trouver de l'eau liquide si les conditions suivantes sont réunies : - température comprise entre 0 et 130 °C pour des pressions comprises entre 6,15 hPa et 2 000 Pa, c’est le domaine des planètes telluriques et des éventuelles exoterres. - à haute température et haute pression : c’est le domaine qui correspond à l'intérieur des satellites des planètes géantes.

La transformation inverse correspond à la synthèse de l'eau : H2(g) + 1/2 O2(g) → H2O(g). Il s'agit d'un mécanisme complexe qui se déroule en plusieurs phases, (initiation, propagation et rupture) avec formation de radicaux. Cet ensemble de réactions chimiques conduisant à la molécule d’eau à partir des atomes O et H est très exothermique. C'est ce qui rend possible la formation de l'eau dans le milieu interstellaire, à basse température, sans nécessiter la présence d’une source d’énergie externe. http://acces.ens-lyon.fr/acces/terre/eau/comprendre/proprietes-physico-chimique-de-leau http://acces.ens-lyon.fr/acces/terre/eau/comprendre/systeme-solaire/leau-sur-mars/

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A2SVT : ORIGINE DE L’EAU SUR TERRE ET COMETE : LES APPORTS DE LA MISSION ROSETTA

 POSITION DANS LES ENSEIGNEMENTS Cette activité pourrait être proposée à des élèves en spécialité SVT

Thème 2 - Enjeux planétaires contemporains Atmosphère, hydrosphère, climats : du passé à l'avenir Les enveloppes fluides de la Terre (atmosphère et hydrosphère) sont le siège d'une dynamique liée notamment à l'énergie reçue du Soleil. Elles sont en interaction permanente avec la biosphère et la géosphère. Le climat, à l'échelle globale ou locale, est à la fois le résultat de ces interactions et la condition de leur déroulement. La compréhension, au moins partielle, de cette complexité permet d'envisager une gestion raisonnée de l'influence de l'Homme. Sans chercher l'exhaustivité, l'objectif de ce thème est d'aborder quelques aspects de la relation entre histoire des enveloppes fluides de la Terre et histoire du climat

 OBJECTIFS Présenter les différentes méthodes permettant de déterminer l’origine des enveloppes fluides.

 QUESTIONNEMENT A l’aide des différents documents, discutez de l’origine possible des différentes enveloppes fluides de la Terre

Document 1 : Observation de l’éruption du Merapi (Novembre 2010) et mesure du dégagement de

S02

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Document 2 :

De masse très faible, l'hélium peut échapper partiellement à l’attraction de la Terre. Dans l’atmosphère, sa concentration reste constante : 5,2 ppmv. Dans la basse atmosphère, son isotope stable 3He présente lui aussi deux origines possibles :  il provient forcément pour partie du stock initial de la Terre,  il provient aussi de la désintégration de 3H (tritium). 0n constate par ailleurs que le rapport 3He/4He dans l’eau de mer est très variable géographiquement, et constitue un marqueur remarquable des sources sous-marines liées aux dorsales

Document 3 :

L’étude des isotopes du Xénon confirme l’importance du volcanisme et montre que l’atmosphère

129 primitive est issue d’un dégazage précoce du manteau. En effet le Xe est plus concentrée dans le manteau que dans l’atmosphère. Ce gaz s’est formé en totalité lors des 200 premiers millions

129 129 d’année par la désintégration de I (passé cette période il n’existait plus de I car l’ensemble

129 129 s’était désintégré en Xe). La concentration de Xe s’explique par une situation d’équilibre dynamique :

129 129 Formation par désintégration de I  Xe mantelliqueDisparition par dégazage dans l’atmosphère

129 Si V1=V2 alors Xe mantellique = constante

129 Si V1>V2 alors Xe mantellique augmente

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On interprète donc la valeur plus élevée dans le manteau comme un arrêt précoce du dégazage qui a permis l’enrichissement du manteau.

Document 4 : Mesure de la composition (en %) des gaz dégagés lors de différentes éruption volcanique

Etna Mt. St. Helens Merapi Erta Ale Surtsey Kilauea

H2O 27.71 91.58 88.87 69.41 81.13 37.09

H2 0.30 0.85 1.54 1.57 2.80 0.49

CO2 22.76 6.64 7.07 17.16 9.29 48.90 CO 0.48 0.06 0.16 0.75 0.69 1.51

SO2 47.70 0.2089 1.15 9.46 4.12 11.84

H2S 0.22 0.3553 1.12 1.02 0.89 0.04

S2 0.76 0.0039 0.08 0.59 0.25 0.02 HCl -- -- 0.59 -- -- 0.08 HF -- -- 0.04 ------COS -- 0.0008 -- 0.02 -- -- SO 0.06 ------

Document 5 : Origine des océans sur Terre

Différents scénarios sont envisagés pour expliquer l’origine de l’eau terrestre. Dans le premier, les molécules d’eau auraient été abritées des rayonnements solaires à l’intérieur des « poussières » du nuage originel, lors de la formation du Système solaire. Lorsque les poussières se sont accrétées pour former des planétoïdes, l’eau est restée protégée à l’intérieur. Puis, les planètes se sont contractées en grossissant, ce qui a éjecté l’eau vers l’extérieur, un peu à la manière d’une éponge gorgée d’eau qu’on presse. Des gaz tels que le dioxyde de carbone étaient éjectés en parallèle, créant une atmosphère. Sur Terre, les conditions de température et de pression ont fait passer l’eau sous forme liquide, et ainsi les océans ont-ils apparus. Protégée des radiations par l’atmosphère, l’eau a pu se maintenir jusqu’à aujourd’hui. L’autre scénario met en jeu les astéroïdes et les comètes : celles-ci viennent de régions très lointaines du Système solaire, qui sont précisément riches en eau. Or au début de l’Histoire du Système solaire, les impacts étaient très nombreux car un grand nombre de corps continuaient à virevolter au sein du disque protoplanétaire : cela a pu apporter une quantité non négligeable d’eau sur la Terre, en l’amenant depuis les confins du Système solaire.

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Document 6 : Températures moyennes de surface théoriques (calculées en fonction de la distance au Soleil) et températures moyennes réelles des planètes telluriques

Document 7a :

La classification des météorites comprend deux grandes catégories de météorites, selon leur origine :

 les météorites non-différenciées (ou encore primitives), dont la composition proche de celle de la chromosphère solaire reflète la matière du disque protoplanétaire en cours de condensation,  les météorites différenciées, issues d'une des diverses parties d'un corps parent dont la taille a permis d'enclencher la différenciation planétaire, dont le résultat est une ségrégation par gravité entre un noyau dense, majoritairement composé de fer métal, et un manteau moins dense, formé de silicates.

Cette classification est affinée en observant la composition des météorites. À partir de là, on les divise en quatre types :

 Les chondrites, météorites dites primitives issues d'astéroïdes formés tardivement ou trop petits pour avoir emmagasiné une quantité de chaleur suffisante pour fondre ; elles sont principalement constituées de silicates dont une partie est structurée en chondres. Elles sont de loin les plus abondantes des chutes observées, environ 87 % ;  Les achondrites, essentiellement silicatées, sont constituées de matériaux témoignant d'une différenciation (notamment d'un appauvrissement relatif en fer et autres éléments sidérophiles); elles sont classées selon leur teneur en calcium, environ 8 % ;  Les météorites de fer, classées en fonction de leur teneur en nickel, environ 5 % ;  Les lithosidérites (encore appelées « sidérolithes » ou « météorites mixtes »), constituées à parts sensiblement équivalentes de minéraux silicatés et de fer métal, moins de 1 %.

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Document 7b : Comparaison de l'abondance des éléments chimiques dans différentes météorites dont des chondrites carbonées de type I et dans le Soleil

http://ipag.osug.fr/~beckp/Research/Teaching_files/Mineralogie_Chondrites.pdf

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Les chondrites carbonées sont caractérisées par leur richesse en carbone, en eau et en volatiles (en particulier gaz rares) par rapport aux autres chondrites. Leur minéralogie est très variable selon la classe Les plus hydratées, les CI (nommées ainsi à partir de la météorite modèle d'Ivuna), ne présentent pas de chondres, sont constituées de silicates hydratés, de magnétite et de troïlite (sulfure de fer). Les CM (ressemblant à Mighei) contiennent des chondres constitués de pyroxènes et d'olivine dans une matrice proche de celle des CI. Les CV (même classe que Vigarano) présentent des inclusions blanches, appelées inclusions réfractaires, assemblages de plagioclases, spinelle, pérovskite et métaux.

Les chondrites carbonées se divisent en plusieurs classes, les plus communes sont les CI, les CM et le CV

Elles sont caractérisées par une teneur élevée en carbone. On peut établir que ces chondrites se différencient les unes des autres par un hydrothermalisme ou un métamorphisme de haute température, lié à leur teneur en eau et en carbone.

Comme leur nom l'indique, les chondrites carbonées sont riches en carbone (jusqu'à 5 % en masse). Ce carbone se trouve sous différentes formes : carbonates, grains de carbure de silicium, diamants, grains de graphite et matière organique. Celle-ci représente la plus grande partie du carbone. Cette matière organique est présente sous une fraction soluble dans les solvants usuels et une fraction insoluble, qui représente de 75 à 95 % de la masse totale de matière organique.

http://planet-terre.ens-lyon.fr/article/MO-ChondritesC.xml

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Document 7c :

On remarque que la composition chimique des chondrites est très homogène et très semblable celle de l’atmosphère solaire (excepté pour les éléments volatiles tels que les gaz nobles H et O), et donc que ces chondrites n’ont subi depuis leur fabrication que très peu de modifications. On dira donc que les chondrites n’ont pas subi de différenciation chimique ultérieure majeure, elles sont non différenciées.

Les CAIs, inclusions minérales riches en calcium et en aluminium, qu'on trouve dans les météorites du type chondrite carbonée sont visibles sous la forme de taches claires dans la météorite. Formées il y a 4 567 à 4 571 millions d'années, elles constituent les matériaux les plus anciens du Système solaire) impliquent une naissance liée à la partie externe du système solaire puisqu’elles n’ont jamais été chauffée à plus de 50°C depuis la fin de leur fabrication, Sinon leur eau se serait évaporée et les silicates hydratés qu’elles contiennent auraient été métamorphisés en minéraux anhydres. Elles se sont donc formées comme les autres chondrites à partir d’un épisode de condensation chaude qui a conduit à la formation des chondres, et par agglomération froide et carbonée, restée inchangée.

D’après Carrez, 2002; Nuth, 2001

Schémas tirés de http://bibliotheque.clermont-universite.fr/sites/files/portail/documents/mercrediscience/Devouard1.pdf

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Document 7d : Origine de l'eau des océans : un nouveau rebondissement !

Une fraction de l’eau sur Terre est constituée de molécules contenant du deutérium (D) au lieu d’un atome d’hydrogène (H). On peut ainsi définir un rapport isotopique D/H qui est un traceur de l’origine de l’eau des océans. En comparant ce rapport avec celui trouvé dans des météorites et des comètes, il est donc possible de déterminer quels ont été les parents de l’eau des océans. […]

Une équipe de chercheurs vient de publier dans Science un article remettant en cause l’origine des chondrites carbonées. Pour comprendre leur argument, il faut rappeler que le rapport D/H change dans les glaces prises dans des comètes ou des astéroïdes en fonction de la température de leurs lieux de formation. En mesurant ce rapport, fût-il enregistré dans des minéraux hydratés comme des argiles retrouvés dans des météorites, il est possible de déterminer une température et ainsi une distance au Soleil. Jusqu’à présent, on pensait que les comètes observées et les chondrites carbonées tombées sur Terre s’étaient toutes formées à grande distance du Soleil. Mais en analysant les minéraux hydratés dans 85 chondrites, les chercheurs auraient établi que le rapport D/H était finalement trop faible pour provenir de régions du Système solaire au-delà de l’orbite de Jupiter. Ces météorites, particulièrement riches en eau et en molécules organiques, importantes pour l’apparition de la vie sur la Terre primitive, proviendraient finalement de la région entre Mars et Jupiter où existe la fameuse ceinture d’astéroïdes. http://www.futura-sciences.com/magazines/environnement/infos/actu/d/oceanographie- origine-eau-oceans-nouveau-rebondissement-40091/ (modifié)

Document 8 : Origine de l'eau des océans : un nouveau rebondissement ! Comète Hartley 2 - Herschel : nouveau regard sur l’origine des océans terrestres

Une équipe internationale, incluant quatre chercheurs du LESIA, annonce avoir découvert la première comète - 103P/Hartley 2 - qui renferme une eau similaire à celle des océans terrestres. Ce résultat, obtenu avec le télescope infrarouge Herschel de l’ESA, relance le débat à propos de l’origine de l’eau sur la planète bleue. […]

Ce résultat provient d’une étude menée en ondes submillimétriques, inobservables depuis le sol. L’équipe internationale, qui inclut des chercheurs du Laboratoire d’Études Spatiales et d’Instrumentation en Astrophysique LESIA (Observatoire de Paris, CNRS, Université Pierre et Marie Curie, Université Paris Diderot), a détecté pour la première fois l’eau mi-lourde HDO, forme particulière de l’eau H2O, au sein d’une comète issue de la ceinture de Kuiper, vaste réservoir d’objets glacés qui s’étend à grande distance du Soleil, au-delà de Neptune.

Un bon outil de diagnostic physico-chimique ici est le rapport relatif entre les abondances de deux molécules : l’eau ordinaire H2O (deux atomes d’hydrogène et un atome d’oxygène) et l’eau mi-lourde HDO où un atome de deutérium (deux fois plus lourd) remplace un hydrogène. Dans les océans, le rapport deutérium à hydrogène D/H vaut environ 0,0156 % : un chiffre similaire à celui trouvé dans les météorites issues de la ceinture des astéroïdes entre Mars et Jupiter. Dans les six comètes étudiées jusque-là, dont les célèbres Halley et Hale-Bopp, le rapport apparaît

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LA VIE AILLEURS deux fois supérieur à celui trouvé sur Terre. Ceci semblait identifier les astéroïdes comme la principale source de l’eau terrestre. Les comètes n’auraient pas contribué pour plus de 10 %.

La nouvelle étude ramène pourtant ces dernières sur le devant de la scène : les comètes auraient bel et bien pu contribuer à l’eau terrestre. Hartley 2 découverte en 1986 est réapparue dans le ciel à quatre reprises depuis. Sa dernière incursion est intervenue en 2010. Le 20 octobre, elle est passée au plus près de la Terre, à 16 millions de kilomètres. Le télescope Herschel a ainsi pu la scruter le 17 novembre à l’aide du spectromètre Heterodyne Instrument for Far Infrared HIFI, meilleur instrument actuellement disponible pour détecter l’eau dans l’espace. Le rapport deutérium/hydrogène relevé est de 0,016 %. Une valeur semblable à celle des océans.

Ce résultat inattendu reflète sans doute la provenance spécifique de la comète Hartley 2 qui revient aujourd’hui tous les six ans près du Soleil : très probablement née au sein de la ceinture de Kuiper, au-delà de Neptune, elle a pu en être éjectée il y a quelques dizaines à centaines de milliers d’années. D’où sa composition différente. De leur côté, les six comètes précédemment étudiées se seraient formées près des planètes géantes du Système solaire. Leurs orbites perturbées les ont, ensuite, conduites à rejoindre le nuage de Oort, à plusieurs dizaines de milliers de fois la distance Terre-Soleil, ou plusieurs centaines de milliards de kilomètres du Soleil.

Le réservoir de petits corps présentant une eau semblable à celle de la Terre s’avère, en définitive, plus grand que prévu : il s’étend bien au-delà de la ceinture des astéroïdes, entre Mars et Jupiter, et irait jusqu’à la ceinture cométaire de Kuiper, au-delà de Neptune. http://www.lesia.obspm.fr/Comete-Hartley-2-Herschel-nouveau.html

Document 9 : ROSETTA, ROSINA ET L’EAU DE LA TERRE

Les mesures effectuées entre le 8 août et le 5 septembre 2014 avec l’instrument ROSINA installée sur Rosetta relancent le débat sur l’origine de l’eau présente sur Terre. Le rapport deutérium/hydrogène de la comète 67P est en effet 3 fois plus élevé que celui de l’eau terrestre.

Un entretien avec Christelle Briois et Bernard Marty pour aller plus loin.

Que nous dit le papier que vous co-publiez dans Science ?

Bernard Marty : « Tout d’abord, je voudrais préciser que je n’ai pas participé à la conception et à la réalisation des instruments de ROSINA, je suis là en tant que scientifique et, jusqu’à présent, j’ai travaillé principalement sur les résultats obtenus avec le spectromètre de masse DFMS. ROSINA a été développé et mis au point par une équipe internationale sous la direction de Kathrin Altwegg de l’Université de Berne. Pour la publication de ces premiers résultats, j’ai travaillé essentiellement avec Kathrin, qui est le principal investigateur de ROSINA, et avec Olivier Mousis de l’observatoire de Besançon (Université de Franche-Comté, Institut UTINAM, CNRS/INSU, UMR 6213). Cet article nous donne une mesure essentielle : celle du rapport D/H, qui est un traceur unique de l’origine des éléments volatils dans le Système solaire. Ce traceur nous dit qu’il y a sur 67P le plus large excès de deutérium mesuré à ce jour sur un corps du Système solaire. La valeur est 3 fois celle de l’atmosphère et des océans terrestres : le rapport D/H sur Terre est de 1,55.10-4 et il est de 5,3 +/- 0,7.10-4 pour 67P. Cela semble exclure que les comètes du type de 67P soient à l’origine des océans et de l’atmosphère de notre planète. »

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67P/Churyumov-Gerasimenko appartient à quel type de comètes ?

Christelle Briois : « Il y a 2 réservoirs principaux de comètes dans le Système solaire : le nuage d’Oort, aux confins du Système solaire, jusqu’à près de 100 000 unités astronomiques – l’unité astronomique est la distance moyenne de la Terre au Soleil, soit près de 150 millions de km –, et la ceinture de Kuiper, qui se situe au-delà de l’orbite de Neptune. D’après les modèles de formation du Système solaire, les comètes du nuage d’Oort se seraient formées dans la région d’Uranus et de Neptune, et la migration des planètes géantes dans les premiers temps du Système solaire les aurait expulsées à la périphérie du Système solaire. Alors que les comètes de la ceinture de Kuiper se seraient formées au-delà de l’orbite de Neptune et que certaines, suite à des perturbations gravitationnelles, se seraient rapprochées de Jupiter pour former la famille des comètes de Jupiter qui tournent autour du Soleil en quelques années seulement ; 67P viendrait donc de la ceinture de Kuiper et elle fait à présent partie de la famille des comètes de Jupiter. »

D’après les modèles, le rapport D/H devrait être plus grand pour les comètes de la ceinture de Kuiper et de la famille de Jupiter que pour celles du nuage d’Oort ?

CB : « Oui. Jusqu’à il y a 3 ou 4 ans, les comètes dont le rapport D/H avait été mesuré provenaient toutes du nuage d’Oort et ce rapport était de 1,3 à 2,9 fois plus élevé que pour la Terre. Cela collait bien avec l’hypothèse de l’augmentation du rapport avec l’accroissement de la distance au Soleil. Mais, en 2011, le télescope spatial Herschel a mesuré à distance, par spectroscopie, le rapport D/H de 2 comètes de la famille de Jupiter, 103P/Hartley 2 et 45P/Honda-Mrkos- Pajdušáková, et il a trouvé à peu près 1,6.10-4 pour 103P et inférieur à 2.10-4 pour 45P. Ce sont des valeurs très compatibles avec celle de la Terre et cela a relancé le débat sur l’origine cométaire de l’eau terrestre. Avec les mesures de ROSINA sur 67P, nous collons de nouveau au modèle puisque 67P est une comète de la famille de Jupiter qui s’est formée dans la ceinture de Kuiper et elle possède bien un rapport D/H plus important. Les mesures sur 103P et 45P prouvent sans doute que l’origine des comètes de la famille de Jupiter est plus large que ce que l’on pensait. »

Qu’est-ce que cela signifie pour l’origine de l’eau de notre planète ?

BM : « Il semble difficile de faire les océans avec des comètes du type de 67P. Par contre, le rapport D/H que l’on mesure dans les chondrites carbonées (une classe de météorites riches en matériel hydraté, en carbone et en azote, qui proviennent des corps de la ceinture d’astéroïdes qui s’étend entre Mars et Jupiter) est tout à fait compatible avec celui de la Terre. Donc, on peut toujours imaginer que des comètes avec un fort rapport D/H aient contribué, mais cela donne tout de même des contraintes assez fortes sur la quantité maximale d’eau d'origine cométaire que l’on peut mettre avec une composition du type de celle de 67P. Il y a d’autres contraintes, comme les rapports isotopiques de l’azote qui varient également beaucoup dans les objets du Système solaire. Les rapports isotopiques de l’azote sont très discriminants et les comètes mesurées jusqu’à présent sont trop riches en azote 15 pour constituer l’atmosphère terrestre, alors que les astéroïdes ont des compositions plus proches de celle de la Terre. Nous espérons, avec impatience, que ROSINA puisse faire ce type de mesures pour 67P dans un avenir proche. »

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Document 10 : ROSETTA DÉTECTE DE L'AZOTE MOLÉCULAIRE POUR LA 1ERE FOIS DANS UNE COMÈTE

Rosetta a mesuré pour la 1ère fois de l’azote moléculaire dans une comète, fournissant des clés sur l’environnement thermique dans lequel 67P/Churyumov-Gerasimenko s’est formée.

Rosetta est arrivée sur sa comète en août dernier et depuis, elle a collecté des données considérables sur 67P et son environnement grâce à ses 11 instruments scientifiques. La détection in situ d’azote moléculaire sur une comète fait l’objet de recherches depuis très longtemps. Jusqu’à maintenant, l’azote a toujours été détecté en liaison avec d’autres composés, dont l’acide cyanhydrique (HCN) ou l’ammoniac (NH3), par exemple. Cette détection est particulièrement importante parce qu’on pense que l’azote moléculaire est le type d’azote le plus courant lors de la formation du Système solaire. Dans les régions extérieures plus froides, il a probablement fourni la source principale d’azote incorporé dans les planètes gazeuses. Il domine également l’atmosphère dense de Titan, la plus importante lune de Saturne, et il est présent dans les atmosphères et les glaces de surface de Pluton et de Triton (lune de Neptune). C'est dans les régions froides des confins du Système solaire que l'on pense que les comètes de la famille de 67P se sont formées. Ces nouveaux résultats s’appuient sur 138 mesures collectées par ROSINA (Rosetta Orbiter Spectrometer for Ion and Neutral Analysis instrument) du 17 au 23 octobre 2014 quand Rosetta était à environ à 10 km du centre de la comète. « La présence d’azote moléculaire impose des contraintes importantes pendant la formation de la comète parce qu’il nécessite de très basses températures pour être piégé dans la glace », explique Martin Rubin de l’Université de Berne, auteur principal des résultats publiés dans le journal Science.

On pense que le piégeage de l'azote moléculaire dans la glace au sein de la nébuleuse protosolaire (nuage de gaz qui a donné naissance au Système solaire) s'est produit à des températures similaires à celles nécessaires à la capture du monoxyde de carbone. Donc, afin d'introduire des contraintes dans les modèles de formation des comètes, les scientifiques comparent le rapport de l'azote moléculaire et du monoxyde de carbone (N2/CO) mesuré dans la comète avec celui de la nébuleuse protosolaire, tel qu’il est calculé depuis le rapport azote sur carbone mesuré sur Jupiter et dans le vent solaire.

Pour la comète 67P/Churyumov-Gerasimenko, le rapport s’avère 25 fois plus faible que celui attendu dans la nébuleuse protosolaire. « La mesure du rapport N2/CO nous permet de déterminer la température de formation de 67P/churyumov-Gerasimenko dans la nébuleuse primitive. Celle-ci se serait formée autour de 30 K (-243°C NDLR) » explique Olivier Mousis, du laboratoire d'Astrophysique de Marseille (LAM-CNRS). Un scénario suppose donc des températures d’environ -250°C ou peut-être -220°C, avec un piégeage relativement inefficace de l'azote moléculaire dans une glace d’eau plutôt amorphe ou de la glace d’eau « cage » appelée clathrate. Dans les 2 cas, cela aurait directement entraîné un faible rapport.

Ou alors, l’azote moléculaire a pu être piégé plus efficacement à des températures encore plus basses, environ -253°C dans la même région que Pluton et Triton, d’où des glaces relativement riches en azote observées à leur surface. Le réchauffement ultérieur de la comète par la décroissance des noyaux radioactifs, ou quand la comète s’est rapprochée du Soleil, pourrait avoir été suffisant pour déclencher le dégazage de l’azote et donc une réduction du rapport au fil du temps.

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67P est une comète de la famille Jupiter : son orbite dure 6,5 ans et débute juste derrière celle de Jupiter par rapport au Soleil pour atteindre le point le plus proche de notre étoile entre les orbites de la Terre et de Mars (périhélie). La comète proviendrait de la ceinture de Kuiper et aurait subi les perturbations gravitationnelles de Jupiter pour se retrouver sur son orbite actuelle. Crédits : ESA.

« Ce processus de formation à très basse température est similaire à celui qui a permis à Pluton et Triton d'acquérir leur glace riche en azote et est cohérent avec l’origine de la comète dans la ceinture de Kuiper », selon Martin Rubin. Le seul autre corps du Système solaire avec une atmosphère dominée par l'azote est la Terre. La supposition la plus courante de cette origine repose sur la tectonique des plaques, avec des volcans relâchant l’azote emprisonné dans les roches silicatées du manteau. Cependant la question du rôle joué par les comètes apportant cet ingrédient demeure.

Pour évaluer la contribution possible de comètes comme celle étudiée par Rosetta dans l’apport d’azote à l’atmosphère terrestre, les scientifiques supposent que le rapport isotopique entre 14N et 15N dans la comète est le même que celui mesuré sur Jupiter et dans le vent solaire, ce qui reflète la composition de la nébuleuse protosolaire. Cependant, ce ratio isotopique est beaucoup plus élevé que celui mesuré dans d’autres composés présents dans les comètes et qui contiennent de l’azote comme l’hydrogène cyanhydrique et l’ammoniac. Le rapport 14N/15N de la Terre se situe approximativement entre ces 2 valeurs, et par conséquent s’il y avait un mélange équilibré entre les molécules formées d’une part et celles de l’hydrogène cyanhydrique et l’ammoniac d’autre part dans les comètes, il pourrait être concevable que l’azote de la Terre provienne de comètes.

« Cependant, l'azote moléculaire trouvé est minoritaire par rapport à d'autres formes d'azote cométaire telles que CN, HNC et NH2+, qui sont, elles, enrichies fortement en isotope 15N par rapport à l'atmosphère terrestre, explique Bernard Marty, cosmochimiste des isotopes au Centre de Recherche Pétrographique et Géochimique (CRPG) du CNRS à Nancy. Cette mesure confirme donc que ce type de comète ne peut être à l'origine de l'atmosphère et des océans de notre planète. »

https://cnes.fr/fr/web/CNES-fr/11800-gp-rosetta-detecte-de-l-azote-moleculaire-pour-la-1ere-fois-dans-une-comete.php

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Document 11 : l’épineux problème du rapport deutérium/hydrogène dans le système solaire

Les comètes et les chondrites présentent une variation non linéaire du ratio Deutérium/Hydrogène en fonction de la distance de leur lieu de formation par rapport au Soleil. Cette observation est difficilement explicable avec les modèles de formation du système solaire fondée sur des disques protoplanétaires dont la température diminuerait avec la distance au Soleil. Des chercheurs français ont récemment proposée la possibilité de régions mortes (c’est à dire sans turbulences) au sein de ces disques protoplanétaires. Dans cette hypothèse, on pourrait alors observer localement des pics de température au sein de ces zones mortes. Ces valeurs élevées de températures pourraient expliquer la diversité des ratios D/H observés au sein de familles d’objets pourtant formés dans des régions très proches. Leur modèle s’avère satisfaisant pour les chondrites mais fonctionne mal pour les comètes. https://arxiv.org/pdf/1508.00263v1.pdf

Mesure du ratio D/H et du δD ((Réchantillon-Rstandard)/Rstandard où Rstandard est la mesure réalisé sur SMOW Standard Mean Ocean Water , soit "eau standard de l'océan moyen", c'est un standard artificiel, ne correspondant à aucune eau naturelle particulière.) de différents objets du système solaire https://www.cv.nrao.edu/rocks/pdf/S2-P5_Krot.pdf

Document 12 : Origine de l'eau sur Terre : une partie présente dès sa formation

D’où vient l’eau sur Terre ? Liquide, gazeuse ou solide, elle est omniprésente dans le Système solaire. L'eau est cependant beaucoup plus abondante dans les régions éloignées du Soleil. En effet, le rayonnement de l'astre central a chassé l'eau, sous forme gazeuse, du Système solaire interne. La Terre se serait donc formée à partir de poussières et de roches relativement sèches. Les chercheurs supposent qu’un intense bombardement par des astéroïdes et des comètes glacées provenant des confins du Système solaire a apporté l'eau des océans, bien après la formation de la planète. De nombreux indices étayent cette hypothèse. Pour autant, cela n’exclut pas un apport d'eau local lors de la formation des planètes proches du Soleil. Mais dans quelle proportion ? Et reste-il des traces de cette eau primitive sur Terre ? Lydia Hallis, de l’institut d’astronomie de l’université de Hawaii, et ses collègues en ont trouvé des indices dans les roches volcaniques de l’île de Baffin, dans l’archipel arctique canadien.

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Comment déterminer si de l’eau est d'origine primordiale ou apportée par des comètes et des astéroïdes ? Les spécialistes étudient la composition isotopique des molécules d’eau et comparent le rapport entre le deutérium (D) et l’hydrogène (H). Le deutérium étant un atome d’hydrogène (un proton) avec un neutron en plus, les deux isotopes réagissent chimiquement de la même façon. Cependant, le deutérium établit des liaisons plus stables avec l’oxygène quand la température diminue. Ainsi, dans le Système solaire, l’eau est plus riche en deutérium à mesure que l’on s’éloigne du Soleil. Sur Terre, le rapport D/H de l’eau de mer est comparable à celui qu’on mesure dans les chondrites carbonées de la ceinture d’astéroïdes. Cela renforce l’hypothèse que l’eau terrestre vient des météorites.

Cependant, ce scénario doit être nuancé. Lydia Hallis et ses collègues soulignent que la composition de l’océan ne peut pas être considérée comme primordiale car elle a pu évoluer au cours du temps. Des bombardements par des corps riches en eau avec des rapports D/H variés à différentes époques ont pu modifier le rapport isotopique. En outre, la fuite de molécules de la haute atmosphère vers l'espace est plus efficace pour les molécules de vapeur d’eau sans deutérium (elles sont plus légères). Ce processus sélectif conduit à une augmentation progressive du rapport D/H dans l’eau sur Terre.

L’équipe de Lydia Hallis a cherché à savoir si de l’eau pouvait être présente dans les matériaux dont a été formée la planète. Cependant, à cause du cycle de l’eau et de l’activité tectonique de la Terre, l’eau des océans et de l’atmosphère a interagi avec la croûte et la partie supérieure du manteau terrestre. Les chercheurs ont donc cherché des échantillons de roche mantellique la plus profonde possible, susceptible d'avoir interagi le moins possible avec l'extérieur. Ils ont prélevé des échantillons sur l’île de Baffin, qui s’est formée grâce au même point chaud que celui actuellement sous l’Islande. Il s’agit donc d’une remontée de roche mantellique profonde et ancienne. Pour s’en assurer, les chercheurs ont repris une analyse effectuée par une autre équipe sur le rapport hélium-3/hélium-4. Celui-ci est élevé, ce qui indique que la roche a une composition primordiale et a peu interagi avec le manteau supérieur et la surface. Le rapport D/H de ces échantillons est inférieur à celui des océans d’environ 22 %, ce qui est bien inférieur à celui qu’on observe dans les comètes et les astéroïdes. Conclusion : cette eau proviendrait bien des matériaux qui ont participé à la formation de la planète. Dans la nébuleuse protosolaire, l’eau se serait fixée sur les grains de poussière par adsorption.

Il est encore difficile d’estimer l’apport d’eau dans ce scénario, surtout qu’une partie de celle-ci aurait été perdue alors que la Terre était recouverte d’un océan de magma. Le scénario des astéroïdes et des comètes n’a pas non plus dit son dernier mot. Pour certains spécialistes, ces corps n’auraient pas seulement apporté l’eau mais aussi d’autres éléments, tel le carbone, l’azote et des gaz rares. L’apport des comètes et d’astéroïdes sur la Terre serait donc incontournable.

La réalité est probablement plus complexe, et tous les mécanismes ont pu contribuer en partie à l’eau de la Terre. Mais si le scénario de Lydia Hallis indique une part d'eau primordiale non négligeable, ce mécanisme général – et moins fortuit qu’un bombardement de météorites – impliquerait que l’eau pourrait être assez fréquente sur les exoplanètes telluriques. http://www.pourlascience.fr/ewb_pages/a/actu-origine-de-l-eau-sur-terre-une-partie- presente-des-sa-formation-36192.php#CYZz80tJVYj5Dmp0.99

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A2PC : ORIGINE DE LA VIE SUR TERRE : LA THEORIE DE LA PANSPERMIE RELANCEE : CHIRALITE DES MOLECULES ET ESPACE

 POSITION DANS LES ENSEIGNEMENTS Cette activité pourrait être proposée à des élèves de lycée en première ou terminale en adaptant tout ou partie des documents.

A la recherche de la vie dans l’Univers. Les acides aminés sont le fondement de tous les processus vitaux, car ils sont absolument indispensables à l'intégralité des processus métaboliques. Leur tâche principale consiste à assurer le transport optimal ainsi que le stockage optimisé de toutes les substances nutritives comme celui de l'eau, des lipides, des glucides, des protéines, des minéraux et des vitamines. Autrement dit, sans acides aminés, pas de vie.

 OBJECTIFS Comprendre comment l’analyse de la structure des acides aminés nous permet de formuler des hypothèses sur l’origine de la vie sur Terre.

 QUESTIONNEMENT A partir des documents suivants, proposer une synthèse argumentée : montrer que l'homochiralité observée dans le vivant suggère une origine extraterrestre

Document 1 La molécule d’acide aminé

Un acide aminé α est une molécule constituée de deux groupements d’atomes différents séparés par un carbone : - le groupement carboxyle - le groupement amine

Les acides aminés d’origine biologiques sont pour la plupart chirales, c’est-à-dire qu’elles peuvent exister avec des arrangements spatiaux différents. Ainsi, les acides aminés des protéines d’origine biologique n'existent pratiquement que sous une de leurs deux formes : la forme gauche (L). Par exemple, il existe deux acides aminés Alanine, la (L)-Alanine et la (D)-Alanine. Ces deux formes sont appelées énantiomères. L’énantiomère (D)-Alanine est ultra minoritaire parmi les acides aminés biologiques. C’est l’énantiomère (L)-Alanine qui prédomine, celle pour laquelle le groupement amine est situé à gauche.

L-Alanine D-Alanine

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Document 2 : L’origine cosmique des acides aminés confirmée par les météorites

On appelle homochiralité, la propriété des molécules organiques de n’exister dans les êtres vivants que sous une de leurs deux formes structurales. Quelle est l’origine de cette asymétrie dans la matière biologique ? Deux hypothèses principales s’affrontent. La première suppose que la vie serait apparue à partir d'un mélange contenant 50% d’un énantiomère et 50% de l’autre (mélange dit racémique), et que l'homochiralité serait survenue progressivement au cours de l'évolution. La seconde estime que l’asymétrie menant à l'homochiralité serait antérieure à l'apparition de la vie, et d’origine « cosmique ». Elle est étayée par la détection d’excès en L sur certains acides aminés extraits de météorites primitives (météorite de Murchison, d’Orgueil). Suivant ce scénario, ces acides aminés auraient été synthétisés dans l’espace interstellaire de manière non racémique et véhiculés sur Terre par des grains cométaires et des météorites.

Pour conforter cette hypothèse, les chercheurs ont tout d’abord reproduit en laboratoire des analogues de glaces interstellaires et cométaires. Principale originalité de leur expérience : les glaces ont été soumises, dans le synchrotron SOLEIL, à un rayonnement ultra-violet polarisé circulairement, censé mimer les conditions rencontrées dans certains milieux spatiaux. Lors du réchauffement de ces glaces, un résidu organique a été produit. Une analyse fine de ce mélange a révélé qu’il contenait un excès énantiomérique significatif d’un acide aminé chiral, l’alanine. Supérieur à 1,3%, cet excès est comparable à celui mesuré dans les météorites primitives.

Ce résultat conforte l’hypothèse selon laquelle l’origine de l’homochiralité serait prébiotique et cosmique, c’est-à-dire réellement interstellaire. Cette matière pourrait même avoir été formée en-dehors du système solaire. Enfin, la nébuleuse solaire pourrait s’être constituée dans des régions de formation d’étoiles massives. En effet, dans de telles régions, un rayonnement infrarouge polarisé circulairement dans un même sens est observé. Au-delà de ces résultats, la sélection d’un seul énantiomère constatée sur Terre pour les molécules du vivant ne serait pas le fruit du hasard, mais bien celui d’un mécanisme physique déterministe.

Document 3 : La découverte d’un acide aminé sur la comète Tchouri

Alors que plus de 140 différentes molécules organiques ont déjà été identifiées dans le milieu interstellaire, c'est la première fois que l'on détecte sur une comète de la glycine, un acide aminé, et du phosphore, un élément clé de l'ADN et des membranes des cellules. Ces travaux, menés avec Rosina, le spectromètre de la sonde européenne Rosetta en orbite autour de ce noyau cométaire, sont publiés dans la revue américaine Science Advances. (…) "Il s'agit de la première détection certaine de glycine dans la mince atmosphère d'une comète", souligne Kathrin Altwegg, de l'Université de Berne en Suisse, chef du projet Rosina et principal auteur de ces travaux. (…) La glycine est très difficile à détecter. Elle passe de l'état solide à l'état gazeux sous les 150°C, ce qui signifie que peu de cet acide aminé se dégage sous forme gazeuse à la surface froide de la comète, explique Kathrin Altwegg. "Nous avons constaté des fortes corrélations entre la glycine et la poussière de la comète, ce qui suggère que la glycine provient des grains mélangés à de la glace qui a fondu quand le noyau cométaire s'est rapproché du Soleil", poursuit-elle. A la différence des autres acides aminés, la glycine est le seul à pouvoir se former sans eau liquide, notent les scientifiques.

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 POSITION DANS LES ENSEIGNEMENTS Ces trois activités de chimie pourraient être proposées à des élèves en classe de cycle 4, de seconde puis de terminale.

 OBJECTIFS Etude d’une transformation chimique (conservation de la masse, liaison peptidique). Associer un produit à une formule chimique (groupements fonctionnels, formule développée et semi- développée).

 ACTIVITE SECONDE - QUESTIONNEMENT

1. Reconnaître les groupements présents dans une molécule d’acide α aminé. Tableau de quelques groupements et familles chimiques.

Formule type d’un acide α aminé.

2. Voici l’alanine, un acide aminé d’origine biologique. Ecrire la formule brute et semi-développée de la molécule. (En bleu : atome d’azote N, en rouge atome d’oxygène, en blanc atome d’hydrogène).

3. Donner la configuration électronique de chaque atome. Donnez la représentation de Lewis de cette molécule.

 ACTIVITE CYCLE 4 - QUESTIONNEMENT

CH3 O Voici la molécule d’alanine H2N CH C OH 1. Identifier les atomes présents et leur nombre à l’aide de la classification périodique des éléments. Deux molécules d’alanine peuvent se lier pour former une liaison peptidique selon la réaction chimique suivante :

C H3 O CH3 O CH3 O CH3 O

H2N CH C OH + H2N CH C OH → H2N CH C NH CH C OH + H 2O

2. Cette réaction chimique respecte-t-elle la conservation de la masse ? Justifier. 3. Citer le nom d’un des deux produits formés.

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 ACTIVITE TERMINALE S - QUESTIONNEMENT

CH3 O La molécule d’Alanine est un acide aminé qui a pour formule chimique. H2N CH C OH 1. Identifier et nommer les différents groupes fonctionnels. 2. Identifier le carbone asymétrique. Justifier. 3. Combien de stéréoisomères cette molécule possède-t-elle ? O La molécule de glycine est également un acide aminé qui a pour formule H N CH C OH chimique 2 2 4. La molécule de glycine possède-t-il un carbone asymétrique ? Justifier.

Autre activité de Terminale S http://labolycee.org/2014/2014-Polynesie-Exo3-Sujet-Homochiralite-5pts.pdf

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PARTIE B : LA VIE A COTE : ETUDE DE LA PLANETE MARS

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CS2 : L’eau sur Mars

Mars fait figure d’objet d’étude préférentiel pour les exobiologistes pour de multiples raisons. D’abord sa proximité de la Terre la rend particulièrement accessible à l’exploration par les hommes, mais surtout celle-ci présente un certain nombre de caractéristiques en accord avec les conditions nécessaires à l’apparition de la vie.

L’EAU DANS TOUS SES ETATS

On trouve de l’eau sur la planète rouge, celle-ci existe sous différentes formes

 A l’état de vapeur d’eau. L’atmosphère de Mars contient environ 10 000 fois moins de vapeur d’eau que celle de la Terre. Si elle se condensait à la surface, l’eau présente dans l’atmosphère martienne ne formerait qu’une couche de 10 micromètres (1/100e de mm) d’épaisseur sur toute la planète. Cependant des observations récentes effectuées par la sonde Mars Express montre que cette teneur en eau a été sous-estimée en effet des niveaux de sursaturation très élevés y ont été trouvés, jusqu’à 10 fois supérieurs à ceux rencontrés sur Terre. La sursaturation est un mécanisme observé sur Terre : dans l’atmosphère terrestre la vapeur d’eau tend à se condenser autour de petites poussières appelées noyaux de condensation quand la température descend au- dessous du « point de condensation ». L’atmosphère est ainsi dite « saturée. Toute la quantité de vapeur d’eau excédant le « point de condensation » se condense pour former des gouttelettes ou des cristaux de glace qui viendront plus tard précipiter. Cependant, quand les noyaux de condensations sont trop rares, la condensation est fortement ralentie et ne permet pas à la vapeur d’eau en excès de condenser. Ce phénomène crée alors une sursaturation en eau qui reste sous forme gazeuse. Jusqu’à présent, il était supposé a priori qu’une telle sursaturation ne pouvait exister au sein de l’atmosphère martienne, par ailleurs très froide (- 100°C) : toute molécule d’eau au-delà du niveau de saturation était supposée se transformer immédiatement sous forme de glace.

Schéma du cycle de l'eau dans l'atmosphère martienne

Credit: ESA/AOES Medialab

http://www.cnes.fr/web/CNES-fr/9579-st-l-atmosphere-de- mars-sursaturee-de-vapeur-d-eau.php

 A l’état solide : au sein de la calotte polaire martienne permanente du pôle sud où une fine couche (10 m d'épaisseur) de glace carbonique recouvre un important glacier de glace d'eau mélangée à de la poussière ou au sein de structure géologique particulière (cratère) sous forme de glace résiduelle

L'image du haut correspond à un relevé RADAR de la sonde MARSIS embarqué sur Mars Express. Il montre des données du sous-sol de Mars dans les dépôts riches en glace qui entourent le pôle sud. La

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LA VIE AILLEURS trace blanche du haut correspond à la surface des couches, alors que celle plus basse marque la limite entre la fin des dépôts et le matériel situé en dessous. La force de l’écho radar suggère que le matériel situé entre ces deux limites est pratiquement de l’eau pure. Cette couche de dépôts de glace ayant une épaisseur ici de 1,6 Km. L’image du bas superpose la trace au sol de Mars Express sur une carte topographique, on note un dénivelé de près de 3 km entre les zones les plus hautes (en jaune sur l’image) et les zones les plus basses (en bleue sur l’image) (Source : Esa ; http://www.esa.int/esa- mmg/mmg.pl?b=b&keyword=marsis&single=y&start=7)

Cette image fournit une vue de perspective de glace résiduelle sur le plancher du cratère Vastitas Borealis sur Mars. L'image est centrée à la latitude 70.17º nord et à la longitude 103.21º Est. (Source ESA ; http://www.esa.int/esa-mmg/mmg.pl?b=b&keyword=Mars%20water&single=y&start=82)

 Au sein de minéraux hydratés qui ne sont seulement présents que dans quelques rares régions correspondant aux surfaces les plus anciennes et notamment dans des cratères qui n'ont pas été recouverts de laves plus récentes. Cela montrerait que les altérations des terrains par l'eau remontent aux époques les plus anciennes (début du Noachien - 3,7 milliards d'années). Il n'a pas été possible de détecter de carbonates ce qui semble indiquer que l’atmosphère primordiale de CO2 se serait « échappée » de Mars au lieu d’avoir été stockée sous forme de carbonates après que le CO2 se soit dissous dans de grandes étendues d’eau liquide. Les sulfates détectés sont des témoins importants d'une activité passée liée à l'eau. Ils ont été identifiés dans quelques endroits particuliers comme Valles Marineris et Aram Chaos. La formation des sulfates se fait en présence d'eau mais elle n'était pas forcément liquide.

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A gauche, carte topographique générale de Valles Marinéris. Le cadre noir correspond à la zone imagée à droite. A droite, les taches rouges correspondent à des affleurements de kiésérite ; les taches vertes à des affleurement affleurements de sulfates très hydratés, non identifiés avec précision (Source : Gendrin et al., Sulfates in Martian Layered Terrains: The OMEGA/Mars Express View, Science, Vol 307, Issue 5715, 1587-1591, 11 March 2005.)

Ci-contre une image 3D de Mars Express, couvrant une zone de 40 km de large. Les dépôts stratifiés se voient bien. En bas à gauche, une image verticale N&B verticale obtenue par Mars Global Surveyor (NASA). En bas à droite, superposée à cette image MGS, la répartition des terrains riches en gypse (en bleu) et en kiésérite (en rouge). On voit très bien que la kiésérite forme les niveaux inférieurs et que le gypse forme les strates supérieures. La stratification est d’ailleurs beaucoup plus visible dans les niveaux supérieurs constitués de gypse. La salinité du lac occupant cette région a changé au cours du temps, avec d’abord des précipitations riches en sulfate de magnésium, puis des précipitations riches en sulfate de calcium (Bibring et al., Mars Surface Diversity as Revealed by the OMEGA/Mars Express Observations, Science, Vol 307, Issue 5715, 1576-1581, 11 March 2005.) Il n’y a donc pas de preuve de la présence actuelle d’eau liquide sur Mars, néanmoins la présence d'eau liquide dans le passé a été démontrée sans ambiguïté notamment par la découverte d’argiles ou encore par la détection d'hématite. Les observations spatiales ont également révélé une très grande variété de structures qui gardent les traces d'érosion de la surface par des écoulements parfois violents attribués à l'eau : réseaux fluviaux asséchés, vallées de débâcle, ravines …etc. D'autres structures comme des dépôts sédimentaires ou des traces supposées de rivages témoignent d'une présence aqueuse plus durable. La quantité d'eau nécessaire pour produire les traces géomorphologiques visibles actuellement correspondrait au volume occupé par un océan couvrant entièrement Mars et dont la profondeur serait de 600 m à 1 km. .

Réseaux de vallée qui suggèrent l’existence d’anciennes rivières (Mission Viking ; crédit NASA) Traces d’écoulements récents d’eau vers la surface (Mars Global Surveyor ; crédit NASA)

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A ces observations s’ajoutent la découverte d’autres minéraux qui nous renseigne sur l’histoire de l’eau sur Mars :

 des phyllosilicates, identifiés dans des terrains plus anciens comme le plateau volcanique Syrtis Major ou les régions de NiliFossae et de Marwth Vallis. L’absence de phyllosilicates dans des zones présentant des ravines ou au fond des cratères des plaines du nord écarte ainsi l’hypothèse de la présence d’un océan ancien sur ces régions.  des oxydes ferriques anhydres présents dans les régions brillantes et rougeâtres de Tharsis et d’Arabia.

UNE HISTOIRE DE MARS

Considérant l’ensemble des données obtenues par les dernières missions martiennes, on considère que la planète rouge a dû connaitre trois grandes périodes :

Le Phylllosien (argiles / feuilles en grec) : la première ère, la plus ancienne, a commencé juste après que la planète se soit formée, il y a 4,5 milliards d'années. Elle est caractérisée par les phyllosilicates, des argiles qui se sont formées par l’altération des roches sous une couche d'eau de surface, ou dans des sous-sols gorgés d'eau. Ces argiles témoignent donc d'un climat tempéré laissant de l’eau liquide disponible en grande quantité. Cette ère martienne, semble être la période pendant laquelle les conditions auraient été les plus favorables à l'apparition de la vie sur Mars. Un changement radical de l’environnement a marqué la fin de la première période, notamment un arrêt brutal du champ magnétique global qui aurait favorisé l’échappement massif des molécules de la haute atmosphère. Celle-ci serait devenue moins dense, la pression atmosphérique aurait chuté, l’eau liquide se serait raréfiée et les roches auraient cessé de s’altérer et de former des phyllosilicates.

Le Theiikien (sulfate en grec) : pendant cette période, une activité volcanique intense a libéré d’importantes quantités de gaz riches en composés soufrés, créant ainsi un environnement très acide. Cette activité volcanique a aussi entraîné la remontée du front de glace souterrain provoquant ainsi l’arrivée de grandes nappes d’eau à la surface de Mars. Pendant la deuxième ère, l’eau liquide a existé de façon transitoire. Le soufre s’est dissout et a alors précipité sous forme de sulfates, aux endroits où de l’eau s’est infiltrée. Le Theiikien s’est achevé avec la disparition des dernières traces d’eau liquide en surface et la raréfaction de la vapeur d’eau atmosphérique.

Le Sidérikien (fer en grec) : l’ère martienne la plus longue a commencé il y a environ 3,5 milliards d'années et se poursuit encore aujourd’hui. Il y a peu d'eau impliquée dans cette période. Les roches en contact avec l’atmosphère ont été progressivement et lentement oxydées. Le fer s’est transformé en oxydes ferriques anhydres : le sol a pris un aspect rouillé, celui qui confère à la planète sa couleur rouge. Mars est devenue la planète extrêmement froide et sèche que nous connaissons aujourd’hui

Sur la page suivante :  Document 1 : chronologie de principaux évènements survenus sur la planète Mars. On observe deux échelles des temps présentées en haut du document. La première est fondée sur une datation liée à la densité du nombre de cratère d’impact, la deuxième est fondée sur l’abondance de certains minéraux d’altération.  Document 2 : Evolution de l’environnement aqueux durant le premier milliard d’année de la planète

Source documents : Subsurface water and clay mineral formation during the early history of Mars Bethany L. Ehlmann, John F. Mustard, Scott L. Murchie, Jean-Pierre Bibring, Alain Meunier, Abigai A. Fraeman & Yves Langevin Nature 479, 53–60 (03 November 2011) doi:10.1038/nature10582

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AE3SVT : GEOLOGIE MARTIENNE : QUAND LA PLANETE ROUGE ETAIT BLEUE

 POSITION DANS LES ENSEIGNEMENTS Cette activité pourrait être proposée à des élèves de seconde en SVT

La Terre est une planète rocheuse du système solaire. Les conditions physico-chimiques qui y règnent permettent l’existence d’eau liquide et d’une atmosphère compatible avec la vie. Ces particularités sont liées à la taille de la Terre et à sa position dans le système solaire. Ces conditions peuvent exister sur d’autres planètes qui possèderaient des caractéristiques voisines sans pour autant que la présence de vie y soit certaine.

 OBJECTIFS Montrer, à partir de données issus des sondes spatiales Mars, la présence ou l’absence d’eau sur cette planète.

. PARTIE 1 : LES COULEURS DE MARS

A l’aide des documents et de l’activité proposée, discutez des différentes enveloppes présentes sur la planète Mars

Document 1 : La planète mars capturé par le télescope Hubble (mai 2016) et la sonde Viking (janvier 1976)

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Activité : Exploration de Mars avec Qgis

1. Ouvrir le fichier Mars Exploration dans Qgis 2. Vous disposez d’une mosaïque obtenue par la sonde Viking, ainsi que de différentes zones capturées par la camera haute résolution de la sonde HIRISE de Mars Express. Utiliser les outils de navigation afin de confirmer la présence et/ou l’absence de certaines enveloppes

Eléments de correction

L’observation de l’image globale de la planète révèle la présence :

- D’une atmosphère - D’une lithosphère - D’une cryosphère, qui est possiblement une partie de l’hydrosphère si et seulement s’il s’agit de glace d’eau

On observe l’absence de biosphère visible (ce qui ne signifie par car elle n’existe pas : l’absence de preuve n’est pas la preuve de l’absence)

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. PARTIE 2 : L’EAU SUR MARS

A l’aide des documents et des activités proposées, discutez de la présence d’eau sur Mars et de la possibilité d’une biosphère à la surface de Mars

Document 1 : De la glace sur Mars

http://maps.planet.fu-berlin.de/

Document 2 : Diagramme d’état du CO2

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Document 3 : Caractéristique de la surface martienne comparée à celle de la Terre

Caractéristiques Mars Terre

Diamètre équatorial 6794 km (0,53 fois celui de la Terre) 12 756 km

Distance moyenne au Soleil 227,94 millions de km 149,60 millions de km

6,419.1023 kg (0,107 fois celle de la 59,74.1023 kg Masse Terre)

16,318.1010 km3 (0,151 fois celui de 108,321.1010 km3 Volume la Terre)

1,4441.1014 m2 (0,976 fois celle de la 1,479.1014 m2 Surface des terres émergés Terre)

Période de rotation 24h 37 min 22,6 s 23h 56 min 4 s

Période de révolution 686,98 jours (terrestres) ou 668 sols 365 jours

Inclinaison de l'équateur sur 25° 12' (soit 25,19°) 23° 27 ' (soit 23,45°) l'orbite

Densité 3,94 gr/cm3 5,515 gr/cm3

Albédo 0,154 0,39

Accélération de la pesanteur à 3,719 m/s2 (0,38 fois celle de la 9,798 m/s2 l'équateur Terre)

Vitesse de libération à l'équateur 5,02 km/s1 11,18 km/s1

CO2 (95,3 %), azote (2,7%), Argon Azote (78%), oxygène (21 %), argon Composition de l'atmosphère (1,6%), oxygène (0,13 %), vapeur (0,9 %), autres (0,1 %) d'eau (0,03 %).

Pression atmosphérique 5,6 mbars 1015 mbars

Température moyenne - 53 °C + 14 ° C

Température maximale + 27 ºC (équateur à midi et en été) + 58 °C (désert libyen)

Température minimale - 128 ºC (calotte polaire en hiver) - 89 °C (Antarctique)

Flux solaire 600 Watts/m2 1400 Watts/m2

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Document 4 : De la glace sur Mars (2)

À chaque hiver austral, la région du pôle sud est couverte d’approximativement 1 mètre de dioxyde de carbone gelé (glace sèche). Au printemps, lorsque le Soleil commence à réchauffer le sol sous la couche translucide de glace, des courants de gaz sous la surface de glace transportent des poussières de la surface vers le dessus de la glace. La poussière retombe à la surface en forme d’éventails, leur orientation est déterminée par la direction des vents. Les éventails d’une région peuvent pointer dans plusieurs directions, témoignant des changements de direction des vents. Les éventails étroits pointant dans une seule direction sont les plus récents ou bien les orifices à la surface se sont peut-être figés et se seraient formés dans un très court laps de temps

Document 5 : De la glace sur Mars (2)

Pour explorer le sous-sol de Mars, deux capteurs ont fourni des résultats :  MARSIS sur Mars Express  SHARAD

Il s’agit de radars pouvant pénétrer des profondeurs différentes (jusqu’à 1 km pour Sharad et 3,7 pour Marsis)

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Document 5 : Epaisseur de la glace mesurée par le capteur Marsis au niveau du pôle sud martien

Document 6 :

Le capteur Thémis situé sur le satellite Mars Express a effectué une série de mesure thermique au niveau de la calotte polaire sud.

En déterminant la température de surface en utilisant la mesure dans l’infrarouge thermique, ce capteur permet d’identifier les différents objets présents.

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En vert ; la glace d’eau ; en bleu la glace carbonique ; en jaune le sol sans glace

Document 7 : Des périodes interglaciaires sur Mars ?

A partir d’un montage d’image radar à d’une coupe transversale de la calotte polaire nord de Mars recueillies par l’instrument (SHARAD), les scientifiques ont découvert des preuves d’une période glaciaire dans la calotte polaire nord de Mars. Le sommet de certaines couches de glace des dépôts polaires révèle un changement frappant de propriétés entre les couches, ce qui représente une période glaciaire suivi d’une période interglaciaire. Dans l’image radar, les couches sous la ligne bleue possèdent des caractéristiques de migration vers la gauche. Au-dessus de la ligne bleue, ces caractéristiques disparaissent ou s’inversent : il s’agit d’une indication de changements dans le taux d’accumulation des glaces et le régime des vents associés aux changements climatiques.

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Document 8 : L'atmosphère de Mars saturée de vapeur d'eau !

Une nouvelle analyse des données envoyées par le spectromètre SPICAM, à bord du satellite Mars Express de l'ESA, a révélé pour la première fois que l'atmosphère de la planète est sursaturée en vapeur d'eau. Cette découverte surprenante aux implications majeures pour la compréhension du cycle de l'eau martien ainsi que pour l'évolution de son atmosphère est présentée dans un article de Science du 29 septembre 2011.

Bien que plusieurs satellites aient visité Mars depuis les années 70, très peu de mesures directes de la structure verticale de l'atmosphère de la planète ont été réalisées [….]. Cette lacune dans les données est maintenant comblée par le spectromètre SPICAM (Spectroscopy for Investigation of Characteristics of the Atmosphere of Mars) de Mars Express. Utilisé en mode occultation quand il scrute la lumière du Soleil qui traverse l'atmosphère de la planète juste avant son lever ou son coucher, l'instrument enregistre des mesures des différents constituants de l'atmosphère. Des profils verticaux de concentration peuvent alors être établis, y compris pour la vapeur d'eau. Or des données de SPICAM dans la gamme infrarouge obtenues au cours du printemps et de l'été dans l'hémisphère Nord, indiquent que la distribution verticale de vapeur d'eau dans l'atmosphère martienne n'est pas compatible avec ce que les modèles de climat prévoient. Ces résultats fournissent pour la première fois la preuve de l'existence de vapeur d'eau en état de sursaturation sur Mars. L’atmosphère de Mars contient environ 10 000 fois moins de vapeur d’eau que celle de la Terre. Si elle se condensait à la surface, l’eau présente dans l’atmosphère martienne ne formerait qu’une couche de 10 micromètres (1/100e de mm) d’épaisseur sur toute la planète. Néanmoins, la vapeur d’eau est un gaz trace marqué par une très forte dynamique, s’avérant l’un des constituants atmosphériques de Mars les plus variables (localement, sa concentration peut varier d’un facteur supérieur à 1000 au cours de l’année).

Dans des conditions terrestres standard, la vapeur d'eau tend à se condenser autour de petites poussières en suspension, ou de particules d'aérosols ou de sels, quand la température descend au-dessous du « point de condensation ». L'atmosphère est ainsi dite « saturée », car elle ne peut contenir plus d'humidité à cette température et à cette pression. Toute la quantité de vapeur d'eau excédant le « point de condensation » se condense pour former des gouttelettes ou des cristaux de glace qui viendront plus tard précipiter. Cependant, quand les noyaux de condensation (que l'on suppose être des poussières minérales en suspension dans l'atmosphère) sont trop rares, la condensation est fortement ralentie et ne permet pas à la vapeur d'eau en excès de condenser. Ce phénomène crée alors une sursaturation en eau qui reste sous forme gazeuse en déséquilibre de phases.

Jusqu'à présent, il était supposé a priori qu'une telle sursaturation ne pouvait exister au sein de l'atmosphère martienne, par ailleurs très froide (- 100°C) : toute molécule d'eau au-delà du niveau de saturation était supposée se transformer immédiatement sous forme de glace. Car sur Mars, les conditions de pression et température n'autorisent que deux états pour l'eau : solide et/ou gazeux. Néanmoins, les données de SPICAM ont révélé que la sursaturation de la vapeur d'eau est un phénomène fréquent sur Mars. Des niveaux de sursaturation très élevés y ont été trouvés, jusqu'à 10 fois supérieurs à ceux rencontrés sur Terre. De fait, il y a beaucoup plus de vapeur d'eau dans la partie supérieure de l'atmosphère martienne que ce que quiconque avait imaginé jusqu'alors.[…]

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« Les données de SPICAM montrent qu'une quantité bien plus grande de vapeur d'eau peut être transportée assez haut dans l'atmosphère pour y être détruite par photodissociation, » ajoute Franck Montmessin, responsable scientifique de SPICAM et co-auteur de l'article. Le rayonnement solaire casse les molécules d'eau et produit des atomes d'oxygène et d'hydrogène suffisamment légers pour ensuite s'échapper vers l'espace interplanétaire. Ceci a des implications fondamentales sur la problématique de l'eau martienne, dont on sait qu'une fraction notable s'échappe continuellement vers l'espace (à travers l'hydrogène et l'oxygène) depuis des milliards d'années, expliquant en partie la faible concentration d'eau actuelle.

Source : notre-planete.info, http://www.notre-planete.info/actualites/actu_2963_eau_atmosphere_Mars.php

Document 9 : De l’eau liquide sur Mars

En 2011, on découvre la présence d’écoulement récurrent sur les flancs de certains reliefs martiens, ces coulées étroites d’une centaine de mètres de long sont appelées « recurring slope linae » apparaissant ici en sombre. Il n’est alors pas possible de déterminer s’il s’agit d’écoulement liquide ou solide. En 2016, l’instrument CRISM effectue une mesure permettant d’observer que lors de l’apparition de ces évènements des sels hydratés sont observés, il s’agit de sels de la famille des perchlorates. De plus ces phénomènes sont observés de manière saisonnière au moment où la température est la plus élevée (-10°C) et s’arrêtent lorsque la température baisse. Ces deux éléments combinés ont conduit la NASA à estimer qu’il s’agissait de la première preuve de l’existence d’écoulement transitoire liquide sur Mars

Eléments de correction

Les différents documents permettent d’établir la présence d’eau au sein de la cryosphère martienne mais également au sein de l’atmosphère. La possibilité d’une eau liquide en surface existe mais elle ne peut être que transitoire compte tenu des caractéristiques de la planète. Cette absence d’eau liquide pérenne rend très peu probable la possibilité d’une biosphère en surface

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. PARTIE 3 : DE L’IMPORTANCE DES ARGILES MARTIENNES A l’aide des documents, expliquer l’intérêt de rechercher des argiles à la surface de la planète Mars, puis présenter la méthode utilisée pour détecter ces minéraux

Document 1 : Les argiles

Les argiles désignent de très fines particules de matière arrachées aux roches par l'érosion ainsi que les minéraux argileux ou phyllosilicates (ces dernières observées au microscope ont la forme de plaquettes, ce qui explique leur plasticité). La plupart de ces particules proviennent de la désagrégation de roches silicatées : du granite (mica et feldspath), du gneiss ou encore des schistes. Ces particules sont transportées par le vent ou l'eau sous forme de limon ou de vase. Les fleuves véhiculent des argiles qui finissent par se déposer en alluvions, dans le cours d'eau lui-même, à son embouchure, dans un lac ou dans la mer. Les dépôts peuvent alors sédimenter et former une roche argileuse par diagenèse : déshydratation et compactage. En tant que roches sédimentaires, les affleurements argileux présentent une succession de strates empilées les unes sur les autres.

Document 2 : Les réactions d'hydrolyse et la production d'argiles http://eduterre.ens-lyon.fr/eduterre-usages/hydro/erosion/hydrolyse

Généralement, une fracture d'origine quelconque de la roche met l'eau au contact d'un grand nombre de faces cristallines. Les molécules d'eau, dipolaires, s'orientent : leurs pôles négatifs sont dirigés vers la fracture. Des substitutions d'ions ont lieu entre le milieu cristallin et l'eau. Dans le cas de l'orthose + + (KAlSi3O8), par exemple, les ions H de l'eau prennent la place des ions K de l'orthose qui deviennent des ions libres dans l'eau. Ce phénomène d'hydrolyse entraîne donc un déchaussement des cations dans les édifices minéraux et la charpente silicatée n'est plus stable.

Une réaction générale d'hydrolyse peut donc s'écrire : Minéral primaire + Eau ------> Minéral secondaire + Solution de lessivage.

Les hydrolyses peuvent être totales ou partielles.

LES HYDROLYSES TOTALES : LE MINERAL EST DETRUIT EN PLUS PETITS COMPOSES POSSIBLES (HYDROXYDES, IONS) . Cas d'un feldspath sodique, l'albite : + - (Al2O3, 3H2O)NaAlSi3O8 + 8 H2O ------> Al(OH)3 + 3 H4SiO4 + (Na , OH ) Albite + eau gibbsite + [acide silicique + ions] précipité solution de lessivage . Cas d'un feldspath potassique, l'orthose : + - (Si3Al)O8K + 16 H2O ------> Al(OH)3 + (K , OH ) orthose + eau gibbsite solution de lessivage

LES HYDROLYSES PARTIELLES : LA DEGRADATION EST PARTIELLE ET DONNE DIRECTEMENT DES COMPOSES SILICATES (ARGILES). CES COMPOSES DIFFERENT SELON LES CONDITIONS DE MILIEU (ABONDANCE DE L'EAU).

. Cas d'un feldspath sodique, l'albite : + - NaAlSi3O8 + 11 H2O ------> Si2O5Al2(OH)4 + 4 H4SiO4 + 2 (Na , OH ) Albite + eau kaolinite + [acide silicique + ions] = solution de lessivage . Cas d'un feldspath potassique, l'orthose : + - 2.3(Si3Al)O8K + 8.4H2O ------> K0.3Al2(Si3.7Al0.3)O10(H2O)2 + 3.2Si(OH)4 + 2(K , OH ) Orthose + eau smectite + solution de lessivage

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+ - 2(Si3Al)O8K + 11H2O ------> Si2O5Al2(OH)4 + 4Si(OH)4 + 2(K , OH ) Orthose + eau kaolinite + solution de lessivage On constate facilement qu'en fonction de la quantité d'eau disponible, l'hydrolyse de l'orthose, par exemple, peut conduire à la formation d'argiles de nature différente.

LES FACTEURS CONTROLANT LA NATURE DES ARGILES FORMEES

Document 3 : Des instruments pour étudier la minéralogie

Sur Mars Express (ESA)

L'instrument OMEGA est un spectromètre imageur fonctionnant dans le domaine visible et infrarouge proche. Il comprend deux voies spectrales, travaillant respectivement dans les gammes 0,38 à 1,05 µm (canal VNIR - Visible and Near Infrared) et 0,93 à 5.1 µm (canal SWIR - Short Wavelength Infrared).

OMEGA permet une cartographie globale de la planète avec une résolution de l'ordre de 2 à 5 km pour des altitudes d'observation comprises entre 1500 et 4000 km, et pour des zones sélectionnées, des images spectrales à haute résolution (< 350 m), lors des prises de vue proche du périastre (< 300 km d'altitude).

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OMEGA apporte des informations sur : La caractérisation de la composition de la surface, par l'identification de la composition et de la répartition des différents minéraux (silicates, minéraux hydratés, oxydes et carbonates) présents dans le sol, les givres et les glaces L'étude de la distribution spatiale et temporelle de CO2, CO, H2O et des aérosols (particules de poussière) présents dans l'atmosphère. Sur MRO

L'instrument CRISM est un spectromètre travaillant dans l'infrarouge et la lumière visible. Il produit des cartes détaillées de la minéralogie de la surface martienne. Cet instrument a une résolution de 18 mètres, à une distance orbitale de 300 km. Il opère dans des longueurs d'onde comprises entre 400 et 4 050 nm, mesurant leur spectre grâce à 560 canaux de 6,55 nm de largeur chacun. En langue anglaise, CRISM est l'acronyme de : Compact Reconnaissance Imaging Spectrometers for Mars

Document 4 : Spectres d'absorption IR martiens comparés à des spectres de minéraux terrestres http://planet-terre.ens-lyon.fr/article/argiles-carbonates-Mars-MRO.xml

Courbes de gauche : exemple de 6 spectres d'absorption infrarouge de 6 régions de Mars (numérotées 1 à 6). Ces spectres sont obtenus par l'expérience CRISM en analysant les longueurs d'ondes entre 1 et 2,6 μm du rayonnement électromagnétique réfléchi par la surface de Mars (spectre martien = spectre solaire – rayonnement absorbé par les minéraux de la surface).

Courbes de droite : exemple de 8 spectres de minéraux naturels terrestres déterminés au laboratoire. C'est la comparaison entre les spectres réels martiens et les spectres de minéraux terrestres (purs ou mélangés) qui permet d'identifier certains minéraux à la surface de Mars.

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Document 5 : Résultats des mesures réalisés par le capteur CRISM au sein du pic central du cratère Hale

En haut à gauche : composition colorée RVB En haut à droite : image dérivée minéralogie mafique : En rouge : olivine ; en vert : pyroxène (faible teneur en Ca) ; En bleu : pyroxène (forte teneur en Ca) En bas à gauche : image dérivée glace : En vert : glace d’eau; en bleu: glace de CO2 En bas à droite : En rouge : phyllosilicate FE/Mg ; en vert : phyllosilicate Al ou glace d’eau ; en bleue : sulfate hydrate, argiles ou glace d’eau

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Document 6 : les minéraux hydratés découvert sur Mars

Class Group, mineral or phase Formula

Phyllosilicates (clay Fe,Mg smectites (for example nontronite and (Ca, Na)0.3–0.5(Fe,Mg,Al)2–3 (Al,Si)4O10(OH)2 minerals) saponite)

Aluminium smectite (for example (Na,Ca)0.33(Al,Mg)2(Si4O10)(OH)2 montmorillonite)

Kaolin group minerals (for example kaolinite and Al2Si2O5(OH)4 halloysite)

Chlorite (Mg,Fe2+)5Al(Si3Al)O10(OH)8

Serpentine (Mg,Fe)3Si2O5(OH)4

High-charge Al,K phyllosilicate (for example (K,H3O)(Al,Mg,Fe)2AlxSi4−xO10(OH)2 illite/muscovite)

Other hydrated Prehnite Ca2Al(AlSi3O10)(OH)2 silicates Analcime NaAlSi2O6·H2O

Opaline silica SiO2·H2O

Carbonates Magnesium, calcium and iron carbonates (Mg,Fe,Ca)CO3

Sulphates Fe,Mg mono- and polyhydrated sulphates (Fe,Mg)SO4·nH2O

Gypsum CaSO4·2H2O

Alunite KAl3(SO4)2(OH)6

Jarosite KFe(III)3(OH)6(SO4)2

— Fe(III)SO4(OH)

Chlorides Chlorides For example NaCl and MgCl2

Perchlorates Perchlorates (Mg,Ca)(ClO4)2

Iron oxides Haematite Fe2O3

Goethite FeO(OH)

Document 7 : Localisation des minéraux hydratés découvert sur Mars

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Document 8 : Curiosity a découvert de l’argile

Sur cette image la roche « Knorr », le codage de couleur (image de gauche) correspond à la quantité de minérale hydraté déterminé par des intensités de réflectance dans l’infrarouge mesurée par la caméra de mât (Mastcam) du rover de la NASA Curiosity. L’échelle de couleurs sur la droite illustre l’affectation des couleurs pour la force relative du signal calculée pour l’hydratation. La carte montre que les signaux les plus puissants pour l’hydratation sont associés aux veines pâles. Cette image et les données permettant d’évaluer l’hydratation viennent d’une observation Mastcam de Knorr durant la 133e jour martien ou sol, de Mars (20 décembre 2012). La largeur de la zone indiquée dans l’image est environ 25 centimètres.

Document 9 : Des argiles plus récentes

Les argiles et d’autres minéraux formés lorsque les roches sont altérées par l’eau ont été trouvés dans de multiples endroits sur Mars. Il est supposé que ces minéraux se sont probablement formés dans la plus ancienne époque martienne, il y a plus de 3,7 milliards ans. Mais une nouvelle étude conclut que des formations argileuses aurait pu se former plus récemment lors

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LA VIE AILLEURS de deux derniers milliards d’année. En effet jusque-là les minéraux argileux découvert dans les cratères d’impact s’étaient formés antérieurement à l’impact météoritique. Mais de nouvelles recherches, réalisées à partir du capteur CRISM révèlent de nombreux gisements d’argile qui semblent s’être formés après un événement d’impact, ce qui suggère que la formation des argiles sur Mars ne se limitait pas à une période plus ancienne de la planète. https://news.brown.edu/articles/2015/12/mars

Document 11 : Des découvertes complémentaires http://www.cieletespace.fr/node/9609

Le passé aquatique de Mars se confirme: le robot de la Nasa vient de découvrir, dans le cratère Gale, des graviers jadis transportés par l'eau. Les chercheurs en étaient convaincus : si l'eau a coulé à la surface de Mars il y a plusieurs milliards d'années, elle avait dû charrier avec elle des cailloux et, lentement, les polir en galets. Ces galets, que Mars Pathfinder, Spirit et Opportunity ont cherché en vain, Curiosity vient de les trouver. Les mêmes galets que sur Terre En examinant deux affleurements rocheux — surnommés "Hottah" et "Link" par les scientifiques de la mission — grâce à ses diverses caméras, Curiosity a en effet mis en évidence des galets très ronds cimentés dans une matrice rocheuse. Des structures que l'on retrouve sur Terre, dans le fond des rivières, comme le montre le comparatif ci-dessous :

Eléments de correction

Les argiles sont les témoins privilégiés de la présence d’eau sur Terre durant une période de son histoire. En effet, il s’agit de minéraux ne pouvant se former qu’en présence d’eau. Leur localisation assez généralisée renforce l’idée d’une présence d’eau abondante au début de l’histoire de la planète. Ces minéraux ainsi que d’autres minéraux témoins de la présence d’eau peuvent être repérés grâce à leur signature spectrale mesurée depuis l’espace ou par des mesures au sol réalisées par les rovers. La découverte récente d’argile moins ancienne conduit à

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LA VIE AILLEURS considérer comme possible la présence d’eau liquide plus tardivement que ce qui avait jusque-là envisagé.

. PARTIE 4 : LE CAS DES CARBONATES

A l’aide des documents, expliquez l’importance de la recherche des carbonates pour les exobiologistes.

Document 1 : Carbonates

In chemistry, a carbonate is a salt of carbonic acid, characterized by the presence of the carbonate ion, CO32−. The name may also mean an ester of carbonic acid, an organic compound containing the carbonate group C(=O)(O–)2.

In geology and mineralogy, the term "carbonate" can refer both to carbonate minerals and carbonate rock (which is made of chiefly carbonate minerals), and both are dominated by the carbonate ion, CO32−. Carbonate minerals are extremely varied and ubiquitous in chemically precipitated sedimentary rock. The most common are calcite or calcium carbonate, CaCO3, the chief constituent of limestone (as well as the main component of mollusc shells and coral skeletons); dolomite, a calcium-magnesium carbonate CaMg(CO3)2; and siderite, or iron(II) carbonate, FeCO3, an important iron ore. The absence of more extensive carbonate deposits on Mars was thought to be due to global dominance of low pH aqueous environments. Even the least soluble carbonate, siderite (FeCO3), precipitates only at a pH greater than 5.

Document 2 : Carbonates and clays deposits on Earth (Utah)

Par Wilson44691 sur Wikipedia anglais — Photograph taken by Mark A. Wilson (Department of Geology, The College of Wooster). [1], Domaine public, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=3796685

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Document 3 : Carbonate deposits found on Mars

Published online 19 December 2008 | Nature http://www.nature.com/news/2008/081219/full/news.2008.1329.html

After a search that has gone on for decades, scientists have announced the discovery of substantial deposits of carbonate rocks on Mars. Although the new rocks are not from the bed of a long-lost ocean, as would once have been hoped, the discovery is still fanning hopes that the rocks might hold preserved traces of organic matter from the planet's early history.

The carbonates were discovered using the Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM), an instrument carried on NASA's Mars Reconnaissance Orbiter (MRO). CRISM results show evidence of magnesium carbonate (magnesite) in an area known as Nili Fossae that sits on the edge of Isidis Planitia, one of the planet's great impact basins. The details are described on 19 December in Science1, and were discussed at the Fall meeting of the American Geophysical Union (AGU) in San Francisco on 18 December.

The total area of the deposit is less than ten square kilometres, sandwiched between much more extensive outcrops of olivine above and a stratum of phyllosilicates — sheet-like minerals made through hydrothermal activity — below.

"Don't blink, or you might miss it," said Bethany Ehlmann, a CRISM team member from Brown University in Providence, Rhode Island, as she showed a video presentation of the data at the AGU meeting.

Carbonates were first suggested as a component of the Martian crust in an attempt to help to explain the planet's thin atmosphere. In the presence of water and silicate rocks, carbon dioxide from the atmosphere would have been drawn down into solid carbonates. But this large carbonate component never turned up: all that was seen was a low level of carbonate in the planet's ubiquitous dust and tiny amounts of carbonates in Martian meteorites. In 2008 NASA's Phoenix lander (see 'Phoenix: a race against time') found traces of what appeared to be carbonate in the soil. But no outcrops of carbonate rock had been seen from orbit.

The design of CRISM was to some extent driven by a desire to put this right, says principal investigator Scott Murchie of the Applied Physics Laboratory of Johns Hopkins University in Laurel, Maryland. Distinctive carbonate features at wavelengths of between three and four micrometres led his team to design the spectrometer to work at these relatively long wavelengths. That extra effort paid off when the long wavelength features proved crucial to

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LA VIE AILLEURS identifying the interesting spectrum they were seeing in Nili Fossae as a carbonate. It may be CRISM's most significant discovery so far, says Murchie.

The same spectrum had been seen before by the spectrometer on Europe's Mars Express orbiter, but only from a small clump of pixels. Without any evidence of the deposit's extent or the ability to discern the long wavelength features, the European team did not formally identify the find as carbonate.

The minerals are probably the product of reactions between olivine — in which the Nili Fossae area is particularly rich, as a result of the molten rock poured over it by the impact that formed Isidis — and water with a lot of carbon dioxide dissolved in it, says Ehlmann. This process, called serpentinization, is well known on Earth: Ehlmann points out that a local analogue is in the rocks of the Sonoma and Napa wine-growing areas north of San Francisco, a promising area for fieldwork.

Nili Fossae had many supporters as a possible landing site for NASA's next Mars mission, the Mars Science Laboratory (MSL), but was left off the final shortlist of sites because of worries about its safety ('Methane site ruled out on Mars'). Although the carbonate discovery was already known to insiders when the site was removed from the list in November 2008, wider knowledge of it might lead to reconsideration of the proposed site, or another nearby.

It will take time to digest news of the carbonates, says Jack Mustard of Brown, a CRISM team member who was also a proponent of the Nili Fossae landing site. That time may now be available, because MSL's launch date was recently put back two years to 2011. Richard Zurek, project scientist for MRO and a staff member at the Jet Propulsion Laboratory in Pasadena, California, which runs both MRO and MSL, agreed that there might be a chance to reconsider such sites, or to consider new ones. But he stressed that the "first priority is to get one of the final four certificated" so that MSL can be sure of having at least one approved landing site.

The carbonates do add to Nili Fossae's attractions. Most of the minerals created by interaction with water on Mars seem to have been made in strongly acidic environments, but the preserved carbonate speaks of more neutral or alkaline conditions, possibly more conducive to life. And organic matter can be well preserved in inorganic carbonate. "It's a big step closer to the kind of place we should be looking," said David Des Marais of NASA's Ames Research Center in Mountain View, California.

Document 4: Potential habitats for early life on Mars

May 24, 2016 Phys org http://phys.org/news/2016-05-potential-habitats-early-life-mars.html

Ancient layered clay-bearing bedrock (top left) and carbonate bedrock (bottom right) are exposed in the central uplift of an unnamed crater approximately 42 kilometers in diameter in eastern Hesperia Planum, Mars. The image was taken by the High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) instrument aboard the Mars Reconnaissance Orbiter. Credit: NASA/JPL/University of Arizona

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Recently discovered evidence of carbonates beneath the surface of Mars points to a warmer and wetter environment in that planet's past. The presence of liquid water could have fostered the emergence of life. A new study by James Wray at the Georgia Institute of Technology and Janice Bishop of the SETI Institute, as well as other collaborators, has found evidence for widespread buried deposits of iron- and calcium-rich Martian carbonates, which suggests a wetter past for the Red Planet. "Identification of these ancient carbonates and clays on Mars represents a window into history when the climate on Mars was very different from the cold and dry desert of today," notes Bishop. The fate of water on Mars has been energetically debated by scientists because the planet is currently dry and cold, in contrast to the widespread fluvial features that etch much of its surface. Scientists believe that if water did once flow on the surface of Mars, the planet's bedrock should be full of carbonates and clays, which would be evidence that Mars once hosted habitable environments with liquid water. Researchers have struggled to find physical evidence for carbonate-rich bedrock, which may have formed when carbon dioxide in the planet's early atmosphere was trapped in ancient surface waters. They have focused their search on Mars' Huygens basin.

Aeolian bed forms overlie ancient layered, ridged carbonate-rich outcrop exposed in the central pit of Lucaya crater, northwest Huygens basin, Mars. The image was taken by the High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) instrument aboard the Mars Reconnaissance Orbiter. Credit: NASA/JPL/University of Arizona

This feature is an ideal site to investigate carbonates because multiple impact craters and troughs have exposed ancient, subsurface materials where carbonates can be detected across a broad region. And according to study led James Wray, "outcrops in the 450-km wide Huygens basin contain both clay minerals and iron- or calcium-rich carbonate-bearing rocks." The study has highlighted evidence of carbonate-bearing rocks in multiple sites across Mars, including Lucaya crater, where carbonates and clays 3.8 billion years old were buried by as much as 5 km of lava and caprock. The researchers, supported by the SETI Institute's NASA Astrobiology Institute (NAI) team, identified carbonates on the planet using data from the Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM), which is on the Mars Reconnaissance Orbiter. This instrument collects the spectral fingerprints of carbonates and other minerals through vibrational transitions of the molecules in their crystal structure that produce infrared emission. The team paired CRISM data with images from the High Resolution Imaging Science Experiment (HiRISE) and Context Camera (CTX) on the orbiter, as well as the Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) on the Mars Global Surveyor, to gain insights into the geologic features associated with carbonate- bearing rocks. The extent of the global distribution of martian carbonates is not yet fully resolved and the early climate on the Red Planet is still subject of debate. However, this study is a forward step in understanding the potential habitability of ancient Mars.

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Eléments de correction

Les carbonates sont des roches très importantes pour les exobiologistes car leur présence révèle la présence d’eau liquide, mais surtout d’une eau pas trop chaude et avec un pH qui ne s’éloigne pas trop de 7. Or la possibilité de la Vie est tributaire de la présence de l’eau mais également du pH et de la température de celle-ci. Pendant très longtemps la faible proportion de carbonate observée tendait à proposait un océan plutôt acide donc assez peu compatible avec la Vie (même si certaines bactéries extrêmophiles peuvent survive en milieu très acide). Les découvertes récentes sur des gisements de carbonate probablement plus en profondeur permet désormais de penser que Mars a eu, à certaine période de son histoire, des quantités d’eau importantes avec des caractéristiques proches de celles observées sur Terre.

. PARTIE 5 : EXPLORER LES SURFACES PLANETAIRES DEPUIS L’ESPACE Montrer comment la comparaison de la surface de la planète Mars et de certaines régions de la planète Terre renforce l’ide de l’existence d’eau liquide par le passé sur Mars

Activité :

1. Ouvrir deux fois le logiciel Qgis. Ouvrir le fichier Exploration Mars dans une première fenêtre. Ouvrir le fichier Exploration Terre dans la seconde 2. Effectuer une comparaison des deux sites suivants : a. Colorado plateau //Landon Valles b. Delta Yukon // Esberwalde crater c. Great Salt Lake // Régions proche de Clanis valles

Document 1 : les reliefs inversés Le relief inversé ou inversion de relief sont des termes utilisés en géomorphologie pour désigner un paysage dont les parties en élévation, des plateaux par exemple, correspondent à des parties autrefois en creux. Ce phénomène se produit le plus souvent lorsque les zones basses (vallées, cuvettes etc.) sont remplies de lave ou de sédiments puis que l'érosion élimine les matériaux environnants moins résistants. Le matériau jeune plus résistant apparaît alors comme une crête ou un plateau de la même forme que l'ancienne vallée. Des termes tels que « vallée inversée », « val synclinal perché » ou « U inversé » sont utilisés pour décrire ces caractéristiques.

http://www.elements-geologie.com/IMG/pdf/les-plis-5.pdf

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Document 2 : Lits de rivière inversés sur Colorado plateau

Document 3 : Reliefs inversés (Landon Valles)

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Document 4 : Structure d’un delta

* La plaine deltaique est le prolongement de la plaine alluviale. Elle est parcourue par un réseau de chenaux ramifiés, les distributaires. Entre les chenaux s'étendent des zones marécageuses et garnies de végétation sous climat humide. * Le front du delta est le prolongement de la plaine deltaïque sous la mer. * Le prodelta est la partie la plus externe et la plus profonde du delta; il repose sur les sédiments marins de la plate-forme littorale https://www.u-picardie.fr/beauchamp/cours-sed/sed-10.htm

Document 5 : La sédimentation lacustre a) La sédimentation détritique

Les matériaux apportés par les rivières se déposent dans un lac selon une zonation concentrique assez théorique qui dépend de l'hydrodynamisme: galets le long des rives, sables dans les zones périphériques soumises à l'action des vagues, vases dans le centre plus profond et plus calme. En fait la distribution des matériaux dépend de la position des deltas dans le lac.

On distingue 3 types de milieux dont les dépôts dépendent de l'hydrodynamisme et de la nature des apports détritiques.

* 1) les berges: dépôts grossiers (galets, sables); pour les petits lacs dont l'hydrodynamisme est faible ou qui ne reçoivent que des parties fines, dépôts fins bioturbés (vases).

* 2) les pentes et le fond: hydrodynamisme faible, absence d'oxygène; vases laminées à bulles de méthane provenant de la décomposition de la matière organique; précipitation possible de carbonates; horizons sableux dus à l'arrivée de turbidites. Les vases laminées peuvent montrer une alternance de lamines claires et sombres correspondant à une rythmicité annuelle: ce sont des varves. Dans le Lac de Zurich, les lamines claires sont carbonatées et se déposent l'été, les lamines sombres détritiques se déposent l'hiver. Dans le Lac de Constance, les lamines claires sont des turbidites sableuses mises en place à la fin de l'hiver, les lamines sombres sont des vases de décantation d'été.

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* 3) l'éventail deltaïque sous-lacustre: il comporte des chenaux, des lobes, des levées; des glissements et des courants de turbidité se déclenchent quand l'apport détritique est important. b) La sédimentation chimique et biochimique

Sa nature dépend du climat, du chimisme de l'eau, de l'activité organique. Sous climat froid, l'hydroxyde ferrique précipite en pisolites, les frustules siliceuses de diatomées s'accumulent. Sous climat tempéré, il y a surtout précipitation de carbonate de calcium par mécanisme purement chimique ou par l'intermédiaire des organismes (algues, cyanobactéries, plantes supérieures, mollusques...). La calcite précipite en manchon autour des plantes et entoure les clastes pour former des oncolites qui peuvent s'accumuler en un sable calcaire. Les débris carbonatés du phytoplancton constituent une vase calcaire sur le fond. En climat humide et frais, la végétation herbacée se décompose sur place en tourbe. Sous climat chaud et humide, l'eau se stratifie et le fond devient anoxique. La matière organique s'accumule en grande quantité et donne un sapropèle (vase noire) ou un lignite (débris de matière ligneuse). En climat sec, l'évaporation est forte et les sels précipitent sur les berges (gypse, halite, silice...)

Les calcaires lacustres sont des travertins. Ils montrent généralement des traces d'activité ou des débris organiques et contiennent des détritiques siliceux. Les principaux faciès sont les calcaires laminés, les calcaires micritiques massifs à mollusques, à charophytes, à ostracodes. Sur les berges temporairement émergées et dans les marécages se déposent les calcaires palustres renfermant des traces de racines, des restes de plantes aériennes, des fentes de dessiccation, des indices de pédogénèse, des traces d'activité algaire (stromatolites).

Document 6 : Dépôts sédimentaires (lacustres ?) sur un lac ouvert près de Clanis valles

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Eléments de correction

On observe sur Mars la présence de reliefs inversés très similaires à ceux observés sur Terre. (image du haut : Colorado, image du bas : Landon valles)

On observe également sur Mars des structures qui sont interprétées comme des anciens deltas. (en haut Delta du Yukon ; en bas Esberwalde crater).

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Des dépôts lacustres sont également suspectés (première image Great Salt Lake ; image du bas zone près de Clanis valles)

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. PARTIE 6 : CHOISIR LES ZONES D’EXPLORATIONS DES PROCHAINES MISSIONS MARTIENNES A l’aide des documents, et des activités proposées, expliquer les choix réalisés par les scientifiques quant aux zones potentielles d’atterrissage du futur Rover Martien

Le projet Mars 2020 est une mission d'exploration de la planète Mars à l'aide d'une astromobile (rover) qui est développée par le centre JPL de l'agence spatiale américaine, la NASA, et dont le lancement est planifié en 2020. Hormis son instrumentation scientifique l'engin spatial est une copie de la sonde spatiale Mars Science Laboratory qui s'est posée avec succès sur Mars en août 2012. L'un des principaux objectifs assignés à cette nouvelle mission est la collecte d'échantillons du sol martien qui devraient être retournés sur Terre par une mission de retour d'échantillons

Activité :

1. Ouvrir le fichier Mars Exploration 2. Afficher les sites potentiels d’exploration pour la mission Mars 2020 3. Zoomer sur les site Jezero Crater, Eberswalde et Nili Fossae. Afficher le masque d’inertie thermique. Observer la topographie de la région 4. Afficher les données minéralogiques pour Nili Fossae

Document 1 : Localisation des sites potentiels  Les zones en noirs correspondent des altitudes supérieures à 500m  Les zones en gris correspondent à des zones à faible inertie thermique

Comme son nom l’indique, l’inertie thermique représente la capacité d’un matériau à conduire et de stocker la chaleur, et dans le contexte de la science planétaire, c’est une

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mesure de capacité de la surface à stocker la chaleur pendant la journée et à la rayonner pendant la nuit. Alors que les différences de composition (c’est à dire la minéralogie) vont avoir un certain effet, pour une surface terrestre planétaire comme celle de Mars, I dépend principalement de propriétés physiques des matériaux surfaces proches comme la taille des particules, le degré d’induration (c’est à dire, la cimentation des grains), l’abondance des roches et l’exposition du substratum rocheux (les roches ont une inertie thermique bien plus élevée que le sable ou la poussière)

avec

Document 2 :

Les chercheurs de l’Université Brown ont utilisé des données satellitaires pour détecter des dépôts de verre dans des cratères d’impact sur Mars. Bien que formé dans la chaleur torride d’un choc violent, les verres fournissent simplement une fenêtre sur la possibilité d’une vie passée sur la planète rouge. Au cours de ces dernières années, plusieurs groupes de recherche ont montré qu’ici sur terre, d’anciennes biosignatures peuvent être conservées dans des verres d’impact. Une de ces études, dirigée par Peter Schultz, géologue de l’Université de Brown et publiée l’année dernière, montre des molécules organiques et même végétales incluses dans un verre formé par un impact qui s’est produit il y a des millions d’années en Argentine. Schultz a suggéré que des processus similaires ont pu préserver des signes de vie sur Mars. Des travaux récents ont montré l’existence de ces verres d’impact dans différentes régions, comme celle de Nili Fossae.

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Document 3 : Le site Nili Fossae analysé par le capteur CRISM

En haut à gauche : composition colorée RVB En haut à droite : image dérivée minéralogie teneur en eau : En rouge : minéraux hydratés ; en vert : sulfate) ; En bleu : argile En bas à gauche : En rouge : phyllosilicate FE/Mg ; en vert : phyllosilicate Al ou glace d’eau ; en bleue : sulfate hydrate, argiles ou glace d’eau

En rouge : signature spectrale des carbonates (Mg-Carbonate) En vert : mesure spectrale sur certaines roches du site

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Document 4 : Le site Jezero Crater analysé par le capteur CRISM (en vert les argiles)

Eléments de correction

L‘étude des 2 sites montrent qu’ils conjuguent les éléments suivants :

 Reliefs peu importants sur une zone large mais présence d’affleurements géologiques importants,  Présence de sédiments associés à des épisodes aqueux  Pour certains d’entre eux, possibilité de bio-signatures

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A3PC-A4SVT : OU SONT PASSEES LES ENVELOPPES DE MARS ?

. PARTIE 1– PC : OU EST PASSEE L’ATMOSPHERE DE MARS ?

 POSITION DANS LES ENSEIGNEMENTS Cette activité pourrait être proposée à des élèves de terminale S

L’atmosphère de Mars est très ténue en comparaison à celle de la Terre. Mais qu’elle en est la raison ? Peut-on supposer que celle-ci fût plus épaisse et qu’elle ait disparue petit à petit ?

 OBJECTIFS Conservation de l’énergie, critiquer un modèle à travers des questions posées et une résolution problème.

 QUESTIONNEMENT

Quelles sont les conditions qui permettraient à un astre de retenir son atmosphère ? Pour répondre à cette question il faut comparer la vitesse acquise par la particule du fait notamment de la température avec la vitesse dite de libération qui permet d’échapper à l’attraction planétaire. Aidez-vous des documents pour répondre aux questions suivantes.

1. Analyser les paramètres qui favoriseraient un échappement thermique. 2. A l’aide des différents documents et de vos calculs, dire si l’atmosphère martienne connaît un échappement thermique. 3. La sonde MAVEN en orbite autour de la planète Mars a détecté un échappement thermique de l’atmosphère martienne. Reprendre les hypothèses faites et, trouvez celle, en la critiquant, qui permettrait de conclure dans le même sens.

Document 1 - Vitesse d’une particule de gaz L'atmosphère d'une planète est constituée d'un mélange de gaz. Les particules constituant ces gaz (molécules ou atomes) sont en agitation permanente. La vitesse acquise par ces particules est fonction de la masse de la particule et de la température du milieu. Si cette vitesse devient suffisante, elle peut permettre à la molécule de quitter la planète ! C’est ce que l’on appelle l’échappement thermique. Un gaz parfait est un gaz à basse pression dont les constituants sont suffisamment éloignés les uns des autres pour pouvoir négliger les interactions d'ordre électrostatique entre eux. La théorie cinétique des gaz parfaits indique que la vitesse quadratique moyenne 푣∗ d'un gaz (푣∗2 est égal à la moyenne des carrés des vitesses) est liée à la 3푅푇 température absolue (en Kelvin) par la relation suivante :푣∗ = √ 푀 T : température du gaz en Kelvin, M : masse molaire du gaz en kg.mol-1, R : constante des gaz parfait.

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Document 2 - Vitesse de libération

La vitesse de libération d'un astre est la vitesse minimale qu'il faut communiquer à un corps, quelle que soit sa masse, pour qu'il échappe définitivement à l'attraction gravitationnelle de cet astre (ceci en supposant négligeable la résistance de l'atmosphère). Elle peut se déterminer à partir de la conservation de l’énergie. On considérera que la libération consiste à prendre une particule du sol terrestre et à l’amener à l’infini avec une vitesse nulle.

Document 3 – Données

MH = 1 g.mol-1 ; MHe = 4 g.mol-1 ; MO = 16 g.mol-1 ; MN = 14 g.mol-1 Constante gravitationnelle : G = 6,67 x 10-11 S.I. Constante des gaz parfait : R = 8,31 SI Rterre = 6 400 km ; RMars = 3 400 km

Eléments de correction 1. On peut donc déduire de la relation de la vitesse d’une particule : - que la vitesse sera plus élevée pour des particules de gaz légères. Ceci explique que ce sont plutôt les gaz légers qui ont tendance à s’échapper d’une planète. - que plus la température est élevée, plus cette vitesse est importante.

2. Calculons la vitesse quadratique moyenne de différentes molécules :

Molécules He H2 O2 N2 M (en kg.mol-1) 4.10-3 2.10-3 32.10-3 28.10-3 v* (en m.s-1) à T = 200 K (soit à -73,15 °C) 1116.7 1579,3 394,8 422,1 v* (en m.s-1) à T = 250 K (soit à -23,15 °C) 1248,5 1765,7 441,4 471,9 v* (en m.s-1) à T = 300 k (soit à 26,85 °C) 1367,7 1934,2 483,6 516,9

Evaluons la vitesse de libération de la planète.

L'énergie mécanique du corps est la somme de son énergie cinétique et de son énergie potentielle de 1 퐺푚푀 pesanteur :퐸 = 퐸 + 퐸 = 푚푣² − 푚 푐 푝 2 푅+ℎ L'énergie mécanique est conservée au cours du temps car la seule force qui s'exerce ici est la force gravitationnelle qui est conservative. On peut donc écrire que lorsque la particule passe du sol (ℎ = 0) à l’infini (ℎ = ∞),

Δ퐸푚 = 0 soit 퐸푚(ℎ = 0) = 퐸푚(ℎ = ∞)

Soit encore 퐸푐(ℎ = 0) + 퐸푝(ℎ = 0) = 퐸푐(ℎ = ∞) + 퐸푝(ℎ = ∞)

1 À une distance infinie, la vitesse du corps est nulle donc 퐸 (ℎ = ∞) = 푚푣2 = 0 퐽 car on cherche à 푐 2 déterminer la vitesse minimale pour échapper au champ gravitationnel.

퐺푚푀 De plus, 퐸 (ℎ = ∞) = = 0 car plus la distance h est grande, plus son énergie potentielle de 푝 푅+ℎ pesanteur est nulle car ℎ tend vers l'infini.

Son énergie mécanique est donc nulle : 퐸푚(ℎ = ∞) = 퐸푐(ℎ = ∞) + 퐸푝(ℎ = ∞) = 0 퐽

1 퐺푚푀 2퐺푀 On a donc 퐸 (ℎ = 0) = 퐸 (ℎ = 0) + 퐸 (ℎ = 0) = 푚푣2 + = 0 Donc, 푣 = √ 푚 푐 푝 2 푙𝑖푏 푅 푙𝑖푏 푅

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On peut remarquer que contrairement à la précédente, cette vitesse ne dépend pas de la masse du corps et que plus l'astre est petit et massif, plus cette vitesse de libération doit être grande.

Calculons les vitesses de libération pour quelques corps :

Astre Masse (en kg) Rayon (en km) Vitesse de libération (en km.s-1) Mercure 3,27.1023 2 439 4,23 Venus 4,85.1024 6 052 10,33 Terre 5,97.1024 6 378 11,18 Lune 7,34.1022 1 740 2,37 Mars 6,37.1023 3 397 5,00 Jupiter 1,90.1027 71 492 60,62 Soleil 1,99.1030 696 000 617,6

Le calcul ainsi fait montre qu’aucun atome ne peut s’échapper des planètes !

3. Mais il faut interpréter le résultat correctement. Nous avons fait le calcul avec la vitesse moyenne d’agitation des particules. Or la théorie cinétique des gaz montre qu’effectivement, la température moyenne des particules est celle indiquée. Mais dans un gaz, elles ne se déplacent pas toutes à la même vitesse. Certaines vont bien moins vite, d’autres beaucoup plus. Ainsi on peut imaginer qu’un échappement atmosphérique existe bien.

Pour Aller plus loin Si la vitesse quadratique moyenne d'un constituant de l'atmosphère d'un astre de température moyenne T est au minimum 10 fois supérieure à sa vitesse de libération alors ce gaz peut s'échapper. Si on considère les particules se déplaçant dix fois plus vite que la moyenne, elles seront moins nombreuses. Mais il y en a. Une vitesse 10 fois supérieure induit une masse minimale 10 fois plus élevée, donc multiplie également le rapport par 10.

Dans le diagramme ci-contre, on a représenté l'évolution des vitesses moyennes de différents gaz (x 10) en fonction de leur température. On y a placé quelques planètes et satellites connaissant leur température moyenne et leur vitesse de libération.

Un astre ne pourra retenir un gaz que si le point qui le représente est situé au-dessus ou au voisinage de la courbe correspondant à ce gaz. Si on considère un astre particulier, on peut donc en déduire que les gaz situés au-dessus du point qui le représente dans le diagramme ont progressivement échappé à son attraction gravitationnelle. http://acces.ens- lyon.fr/acces/terre/eau/comprendre/systeme- solaire/atmosphere-atmosphere-1

L’échappement thermique n’est pas la seule cause qui explique une perte atmosphérique En effet, le rayonnement ultraviolet et le vent solaire transforment les atomes et les molécules de la haute atmosphère martienne, à l'origine électriquement neutre, en particules chargées (ions). Le champ électrique généré par le vent solaire peut alors agir sur celles-ci et les chasser dans l'espace. Comme le champ magnétique de mars s’est affaibli dans son histoire, le vent solaire ressenti sur Mars s’est intensifié, accélérant le processus décrit ci-dessus.

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Ce type d'échappement concerne les particules (atomes ou molécules) ionisées. Celles-ci sont originaires de deux régions de l'atmosphère martienne : l'exosphère et la basse ionosphère en dessous de l'exobase. Dans l'exosphère des ions sont produits à partir d'atomes ou molécules électriquement neutres. Ils sont alors accélérés par le vent solaire et acquièrent une vitesse suffisante pour échapper à l'attraction de Mars. Ce processus concerne principalement des ions H+ et O+ . De leur côté, les ions produits dans la basse ionosphère martienne atteignent l'exobase par diffusion et sont alors également accélérés par le vent solaire et pour certains d'entre eux expulsés dans le milieu interplanétaire. Les particules concernées + + + sont principalement O2 , CO2 et O .

. PARTIE 2 - SVT : OU EST PASSEE L’HYDROSPHERE DE MARS ?

 POSITION DANS LES ENSEIGNEMENTS Cette activité pourrait être proposée en spécialité SVT

 OBJECTIFS Montrer à travers l’exemple de la disparition de l’hydrosphère martienne que les enveloppes planétaires font l’objet de série d’interactions.

 QUESTIONNEMENT A partir des documents proposés et de l’activité précédente, proposez sous la forme d’un schéma d’un scénario présentant une hypothèse montrant comment l’interaction entre les différentes enveloppes terrestres a conduit à la disparition de conditions favorables pour la vie sur Terre

Document 1A : Quand Mars possédait un océan qui contenait plus d’eau que l’Océan Arctique !

Un océan primitif sur Mars aurait contenu plus d’eau que l’océan Arctique de la terre, selon les scientifiques de la NASA qui ont, à l’aide des observatoires terrestres, mesuré les signatures de l’eau dans l’atmosphère de la planète rouge. Les scientifiques ont recherché des réponses sur les raisons de la disparition de l’eau à la surface de la planète.

« Notre étude fournit une estimation solide de la quantité d’eau que Mars possédait, en déterminant la quantité d’eau qui a été perdu dans l’espace, » annonce Geronimo Villanueva, un scientifique du Goddard Space Flight Center de la NASA à Greenbelt, Maryland et principal auteur de l’article. « Avec ce travail, on peut mieux comprendre l’histoire de l’eau sur Mars. » Il y a environ 4,3 milliards années, Mars aurait eu assez d’eau pour couvrir la totalité de la surface dans une couche de liquide environ 450 pieds (137 mètres) de profondeur. Plus vraisemblablement, l’eau aurait formé un océan qui occupait presque la moitié de l’hémisphère nord de Mars, dans certaines régions pour atteindre des profondeurs supérieures à 1600 mètres.

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. Les scientifiques de la Nasa ont déterminé que Mars aurait perdu 87% de son eau !

Cette nouvelle estimation est fondée sur des observations détaillées faites à partir de différents observatoires terrestres. Avec des instruments puissants, les chercheurs distinguent la signature chimique des deux formes légèrement différentes de l’eau dans l’atmosphère de Mars. L’un est le familier H2O. L’autre est HDO, une variation naturelle dans laquelle un hydrogène est remplacé par une forme plus lourde, appelée deutérium. En comparant le ratio de HDO à H2O dans l’eau sur Mars aujourd'hui et en le comparant avec le rapport dans l’eau emprisonnée dans une météorite de Mars datant d’il y a environ 4,5 milliards d’années, les scientifiques peuvent mesurer les changements atmosphériques et déterminer combien d’eau s’est échappée dans l’espace. L’équipe a mesuré le ratio H2O/HDO durant six ans, soit environ trois années martiennes.

Les données qui en résultent révèlent des variations régionales de type microclimats et des variations saisonnières, même si Mars moderne est essentiellement un désert. L’équipe de recherche a été particulièrement intéressée par les régions au voisinage des pôles Nord et Sud, car les calottes de glace polaires détiennent le plus grand réservoir connu de la planète. L’eau qui y est stockée provient de l’évolution de l’eau de Mars pendant la période humide du Noachien, qui a pris fin il y a environ 3,7 milliards années

Grâce aux mesures de l’eau atmosphérique dans la région polaire, les chercheurs ont déterminé les quantités relatives de ces deux types d’eau, dans les calottes de glace permanente de la planète. L’enrichissement relatif des calottes leur dit quel volume d’eau Mars doit avoir perdu – un volume 6,5 fois plus grand que le volume actuel dans les calottes polaires. Cela signifie que le volume de l’océan de Mars a dû être au moins de 20 millions de kilomètres cubes (5 millions miles cubiques).

Activité complémentaire :

1. Ouvrir le logiciel Qgis et afficher le fichier MNT de la planète Mars 2. Utiliser l’outil d’information et cliquer sur différents pixels. Que représente les valeurs affichées. Identifier les objets associés aux valeurs élevée et au valeurs basses. Comment est-il possible d’expliquer les valeurs observées 3. A l’aide du document 1B expliquer la stratégie choisie pour définir l’échelle de valeur 4. Proposez un affichage permettant d’expliquer la probable répartition de l’océan Martien

Document 1B :

Sur Mars le niveau d'altitude 0 est conventionnellement établi sur Mars comme celui auquel la pression atmosphérique moyenne est de 610 Pa

En pratique, la pression au sol varie constamment du fait des aléas climatiques — dépressions et anticyclones — et surtout du cycle saisonnier du dioxyde de carbone atmosphérique, en équilibre avec le dioxyde de carbone gelé dans les calottes polaires, ce qui induit des variations de pression considérables sur l'ensemble de la surface martienne, on utilise donc une valeur qui correspond aux moyennes observées sur une année.

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Document 2 : Le champ magnétique de la planète Mars !

Mars ne possède pas de magnétosphère, mais la sonde MGS a révélé qu’il existait sur Mars un paléomagnétisme. Ce paléomagnétisme est connu sur Terre il s’agit de l’enregistrement par certains minéraux du champ magnétique contemporain à sa formation.

Les mesures réalisées confirment donc que Mars a possédé au cours de son histoire un champ magnétique, mais que celui-ci différait sans doute du champ magnétique de la Terre actuel. En effet, celui-ci devait être dissymétrique alors que celui de la Terre est globalement aligné sur l’axe de rotation alors que celui de Mars possédait une intensité beaucoup plus forte au sein un hémisphère ce que les scientifiques s’expliquent mal.

De la même manière la disparition de la magnétosphère est sujette à plusieurs théories. Le champ magnétique des planètes telluriques est engendré par le déplacement d’une phase liquide du noyau externe (de composition Fe-Ni) par rapport au noyau solide (Fe-Ni) c’est la théorie de la dynamo. Ces mouvements de convection impliquent l'existence d'un gradient thermique suffisant du noyau vers le manteau ; en l'absence d'un tel gradient, l'effet dynamo ne pourrait

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LA VIE AILLEURS pas se maintenir. Les scientifiques proposent plusieurs hypothèses quant à la disparition du gradient : une première serait liée à un choc avec un astéroïde de très grande taille au début de l’histoire de la planète qui aurait provoqué un apport important de chaleur, une seconde serait liée à une diminution de l’activité interne de la planète.

Eléments de correction

Activité complémentaire :

Un MNT affiche les altitudes en nuance de gris.

Il est possible de repérer les plus grands reliefs de la planète. Comme par exemple Olympus Mons ou Hellas planitia

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Par © Sémhur / Wikimedia Commons, FAL,

https://commons.wikimedia.org/w/index.p hp?curid=6372864

On peut modifier l’affichage en nuance de gris pour une échelle colorée dont on imposera les bornes

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Il est possible pour expliquer la disparition de l’hydrosphère martienne de proposer un schéma sous la forme suivante : GEOSPHERE

Modification des mouvements de convection

au voisinage de la limite Manteau/Noyau

?

GEOSPHERE Forte diminution de l’activité interne de la planète MAGNETOSPHERE

Disparition ou fort affaiblissement de la Magnétosphère

Diminution de l’activité

volcanique. Forte diminution des dégagements gazeux

ATMOSPHERE

Disparition progressive de l’atmosphère

ATMOSPHERE

Modification des températures de surface

HYDROSPHERE

Sublimation et congélation de l’eau

Disparition de l’eau liquide.

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. PARTIE 3 - SVT : OU EST PASSEE LA BIOSPHERE DE MARS ?

 POSITION DANS LES ENSEIGNEMENTS Cette activité pourrait être proposée en classe de seconde

 OBJECTIFS Discuter de la possibilité de la vie sur Mars en profondeur

 QUESTIONNEMENT Montrer que sur Mars, le sous-sol peut constituer une zone plus favorable à la vie

Document 1 : La vie dans le sous-sol de Mars ? Possible, démontrent des chercheurs !

Une équipe australienne dresse un bilan des conditions pour maintenir une vie semblable à la nôtre sur la planète Mars. Ou plutôt « dans » la planète. L’idée d’une vie possible dans le sous-sol martien n’a rien de neuf, mais cette nouvelle étude conclut qu’une biosphère microbienne pourrait s’épanouir à ses aises à grande profondeur dans un volume représentant 3 % de celui de la Planète rouge.

Sur la surface de Mars, où la température reste très basse (environ -60 °C en moyenne) et où la pression n’atteint à peu près qu’un millième de celle que nous connaissons au niveau de la mer, l’eau ne peut exister que sous forme de glace. L’idée de voir des animaux gambader, ou même des films bactériens, est donc exclue. En revanche, dans le sous-sol martien, la pression est plus forte, la température également, et il doit exister çà et là des écoulements ou des poches d’eau liquide. C’est donc là qu’il faut chercher des microbes éventuels, pensent de nombreux chercheurs. Il est d’ailleurs dommage que la mission Mars Science Laboratory, qui embarque le robot Curiosity, actuellement en route vers la planète, ne permette pas d’étudier la chimie du sous-sol.

Sur Terre, des micro-organismes peuvent vivre jusqu’à des profondeurs de plusieurs kilomètres. Des animaux peuvent même aimer ces profondeurs. Cette année, un ver, Mephisto, est devenu célèbre pour vivre à 4 km sous la surface de la Terre.

Qu’en est-il sur Mars ? L’équipe australienne menée par Charley Lineweaver, de l’Université nationale d’Australie, vient de publier dans la revue Astrobiology une étude des conditions de pressions et de températures dans l’atmosphère et dans le sous-sol permettant l’existence d’eau liquide, plus ou moins salée (puisque la salinité fait bouger le point de congélation). Ils ont obtenu une sorte de cartographie de la planète, montrant ces conditions depuis les profondeurs de Mars jusqu’à l’atmosphère. Résultat : selon leurs modèles, l’eau liquide peut exister en profondeur jusqu’à 310 km sous la surface. La température est alors de 427 °C et la pression de 40.000 bars (c’est donc la pression élevée qui permet le maintien de l’état liquide de l’eau). Les chercheurs soulignent que cette valeur de 310 km enferme un volume égal au quart de celui de la planète.

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Diagramme des zones habitables d'après l'étude, en fonction de la température et de la pression, en comparaison des critères connus de la vie terrestre. La surface marron englobe les conditions que l'on pense être celles de Mars depuis l'atmosphère jusqu'au centre de la planète. La région bleue indique les conditions où l'eau est liquide. En vert a été superposé le domaine de la vie terrestre (Active terrestrial life), étendue par le domaine de la vie dormante (celle où les organismes ne sont plus actifs, Dormant terrestrial life). Les auteurs se permettent d'extrapoler une vie martienne plus résistante que la nôtre, qui pourrait coloniser des zones plus étendues. © Eriita Jone et al. / Astrobiology http://www.futura-sciences.com/magazines/espace/infos/actu/d/astronomie-vie-sous-sol-mars- possible-demontrent-chercheurs-35263/

Document 2 : Mystérieuses émanations de méthane sur Mars

Le Monde.fr | 17.12.2014

Mars réserve bien des surprises ! En 2013, le rover américain Curiosity avait décrété qu’on ne trouvait pas de méthane dans son atmosphère, alors que ce gaz y avait auparavant été mesuré depuis la Terre ou des sondes envoyées autour de la Planète rouge. Les espoirs de ceux qui pensaient y trouver de la vie avaient alors été douchés. Sur Terre, en effet, le méthane est un gaz qui a très majoritairement pour origine l’activité des êtres vivants. Mais voilà que les déçus d’hier peuvent à nouveau s’accrocher à l’hypothèse de la présence de vie sur Mars : mardi 16 décembre 2014, lors de la conférence d’automne de l’Union géophysique américaine, Christopher Webster (Jet Propulson Laboratory, Pasadena, Californie) et ses collègues ont annoncé que Curiosity avait détecté du méthane flottant sporadiquement dans le cratère de Gale, où il évoluait.

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« Cette augmentation temporaire de méthane nous dit qu’il doit y avoir une source relativement localisée », estime Sushil Atreya (Université du Michigan), membre de l’équipe du rover, dans un communiqué diffusé par la NASA. En effet, la durée de vie du méthane dans l’atmosphère étant estimée à 300 ans, le retour rapide à de faibles concentrations plaide pour une dispersion depuis un « puits » de gaz de faible amplitude. Les mesures ont été effectuées par un des instruments du système d’analyse d’échantillon SAM, à une douzaine de reprises sur une période de vingt mois. Fin 2013 et début 2014, quatre mesures ont montré des concentrations moyennes de sept parties par milliard, dix fois plus que les taux moyens enregistrés précédemment. Grande variété de sources possibles Dans un article publié dans la revue Science, l’équipe détaille ces variations et leurs possibles explications. Le méthane peut en effet provenir d’une grande variété de sources : transformation d’une roche, l’olivine ; dégradation par les rayons ultraviolets de molécules organiques provenant de météorites ; production par l’impact de comètes ; relargage depuis des clathrates, des gaz gelés piégés sous la surface, ou d’autres gaz adsorbés sur le régolithe, la poussière laissée à la surface par l’impact de météorites ; érosion du basalte contenant des inclusions de méthane ; production géothermale. Mais aucune de ces explications ne cadre totalement avec les observations.

« L’hypothèse que je favoriserais est celle de la déstabilisation de poches de gaz sous-terraines par l’impact d’une météorite ou par un séisme », avance Pierre-Yves Meslin (Institut de recherche en astrophysique et planétologie, CNRS, Toulouse), cosignataire de l’article de Science. Mais sur l’origine même de ce méthane, géochimique ou liée à une activité microbienne, passée ou présente, on ne peut pas trancher. » Voir dans ces bouffées de méthane des signes de vie,« c’est bien sûr prématuré », assure-t-il. Michel Cabane (Laboratoire atmosphères, milieux, observations spatiales), responsable d’un des instruments de SAM, non signataire de l’article de Science, avance une autre piste : « S’agit-il d’un phénomène saisonnier ? Il sera intéressant de voir s’il se reproduit après l’équinoxe de printemps, en juin 2015. » Les observations de Curiosity réjouiront en tout cas les scientifiques qui tentent de mesurer le méthane depuis la Terre ou des satellites martiens. Leurs données, parfois contradictoires, avaient été invalidées il y a un an par le rover. Il va falloir en réévaluer la portée. Surtout, de nouveaux instruments vont pouvoir apporter leur contribution. C’est le cas de la sonde indienne Mangalyaan, en orbite autour de la Planète rouge depuis septembre 2015 et conçue pour « renifler » le méthane atmosphérique. L’équipe de Curiosity s’est d’ailleurs empressée de publier ses résultats pour ne pas se faire griller la politesse par ses confrères indiens... image: http://s2.lemde.fr/image/2014/12/17/534x0/4542172_6_eca5_la-mission-exomars-2016-constituee-de- la_9ad6768296c8e61faeaeab3ec12835b4.jpg . La mission ExoMars 2016, constituée de la sonde Trace Gas Orbiter et de l'atterrisseur Entry, Descent and Landing Demonstrator Module. ESA-AOES MEDIALAB

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Par ailleurs, Curiosity a foré une roche baptisée Cumberland et y a trouvé pour la première fois de la matière organique, a annoncé l’équipe du rover lors de la réunion de l’AGU. Mais là encore, impossible de déterminer s’il s’agit du résultat d’une activité biologique ou non. « Nous allons continuer à travailler sur les puzzles que ces découvertes représentent, a indiqué John Grotzinger (Caltech), responsable scientifique de Curiosity. Pourrons-nous en apprendre plus sur la chimie qui engendre de telles fluctuations du méthane dans l’atmosphère ? Pourrons- nous choisir de cibler des roches dans lesquelles de la matière organique a été préservée. » Les prochains mois, pendant lesquels Curiosity va poursuivre son périple vers le Mont Sharp, le diront.

Document 3 : Mesure de pics de méthane par le Rover Curiosity

Document 4 : les extrêmophiles

En 1977 sont découverts au fond des océans, près de sources hydrothermales sulfurées des procaryotes (c'est à dire, des organismes sans noyau : bactéries et archées) capables de survivre dans des conditions que l’on croyait alors incompatibles avec la vie. Ces microorganismes ont été baptisés extrêmophiles. Dès lors plusieurs microorganismes présentant ces facultés de survie en milieu extrême ont été découvertes. On distingue par exemple : - Les hyperthermophiles capables de résister et se multiplier à des températures supérieures à 80°C (certaines au-delà de 100°C)

- Les psychrophiles capables de survivre et se reproduire en dessous de 10°C et jusqu’à des températures négatives

- Les acidophiles présentes en milieu ultra acide et les alcalophiles présentes en milieu ultra basique

- Les barophiles résistantes à de très fortes pressions

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Ces organismes se distinguent par des mécanismes originaux maintenant la structure de certaines molécules indispensables comme les protéines ou l’ADN et pourtant très sensibles à la température ou au pH du milieu où elles se trouvent.

La bactérie Herminiimonas glaciei a été découverte en état de dormance dans un glacier du Groenland, par -56°C et à plus de 3000 m de profondeur. Elle a été réactivée par des chercheurs de l'université de Pennsylvanie. Ils l'ont d'abord chauffée à 2°C pendant sept mois, puis à 5°C pendant quatre mois. À l'issue de ce processus, ils ont constaté l'apparition de petites colonies bactériennes.

Quelques microorganismes peuvent supporter plusieurs de ces conditions extrêmes au même temps, c’est le cas de Deinoccocus radiodurans. Cette bactérie dite polyextrêmophile peut survivre à des radiations élevées d'ultraviolets ou de radiations ionisantes. Elle est également capable de résister à la dessiccation et même à certaines conditions particulièrement hostiles comme le vide ou la présence d’agents oxydants généralement fatals aux organismes vivants. A son tour, l'archée Thermococcus gammatolerans survit dans des sources hydrothermales profondes face à des fortes radiations ionisantes et des températures extrêmes.

Eléments de correction

Les profondeurs de la planète Mars pourraient offrir des situations d’oasis de Vie, en permettant l’émergence d’eau liquide qui pourrait provenir de l’histoire ancienne de Mars. On connait des organismes compatibles avec ces conditions extrêmes. La découverte récente de méthane, qui peut être produit par des réactions biologiques renforce l’idée que l’exploration du sous-sols martien pourrait révéler des surprises

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PARTIE C : LA VIE PLUS LOIN : LES EXOPLANETES

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CS3 : Les méthodes de recherche des exoplanètes

UNE HISTOIRE RECENTE

Deux mille ans auront été nécessaires pour comprendre notre système solaire. Depuis Aristarque de Samos en -220 av J.C, qui supposa son héliocentrisme, jusqu’à Urbain Le VERRIER qui en découvrit sa dernière planète, Neptune en 1846. Mais très tôt, l’Homme a imaginé que ce système planétaire n’était sans doute pas le seul dans notre Univers. Giordano Bruno l’avait déjà imaginé au XVIème s. et des savants et philosophes grecs l’ont précédé dans l’antiquité. Cette intuition attendait une confirmation. C’est chose faite depuis les années 1990, décennie à laquelle on a découvert les premières exoplanètes, ou planètes extrasolaires, ces planètes qui gravitent autour d’étoiles autres que notre Soleil.

La première exoplanète fut découverte en 1992, gravitant autour d’un pulsar, une étoile morte. En 1995, Michel Mayor et Didier Queloz découvre la première planète gravitant autour d’une étoile semblable à la nôtre. Dès lors, les instruments se sont perfectionnés et l’on compte désormais plus de 700 exoplanètes découvertes !

LES TROIS PRINCIPALES TECHNIQUES DE DETECTION

Les techniques de détection sont multiples, et font appel à différentes propriétés physiques astronomiques. Nous ne verrons ici que les deux principales : la méthode du transit planétaire et la méthode des vitesses radiales ou aussi appelée détection par effet Doppler.

 Méthode du transit planétaire

Si l’orbite d’une exoplanète lui permet de passer entre la Terre et son étoile, il nous est possible alors de mesurer une baisse de luminosité de cette étoile. Cette baisse, si elle est périodique, peut être due à une exoplanète. Le satellite spatial CoRoT a scruté précisément ces baisses périodiques de luminosité. Cette méthode est appelée la méthode des transits. Elle suppose une exoplanète relativement grosse afin de pouvoir mesurer une baisse significative de luminosité et relativement proche de son étoile pour que la période soit compatible avec les contraintes des mesures réalisées par les différents télescopes.

La courbe de lumière d’un transit d’exoplanète observé par le satellite Corot en mai 2007.

 Méthode des vitesses radiales

Lorsqu’une planète orbite autour d’une étoile, cette dernière ne reste pas immobile. Les deux tournent autour du centre de gravité des deux astres. De ce fait, l’étoile décrit un cercle, se rapprochant puis s’éloignant de la Terre (cela suppose que l’orbite de la planète n’est pas perpendiculaire à la direction

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Terre-étoile). Ces variations sont infimes mais détectables par effet Doppler. En effet, lorsque la vitesse de l’étoile varie relativement à la Terre, son spectre lumineux se décale soit vers le rouge (redshift) lorsque l’étoile s’éloigne, soit vers le bleu (blueshift) lorsqu’elle se rapproche. Cette alternance cyclique du spectre a permis de découvrir l’immense majorité des exoplanètes.

Décalage spectral de l’étoile selon son mouvement Mouvement de la planète et de l’étoile autour vis-à-vis de la Terre. du centre de masse.

 Les microlentilles gravitationnelles

L'effet de microlentille gravitationnelle se produit lorsque le champ gravitationnel d'une étoile déforme l'espace-temps, ce qui dévie la lumière issue d'une étoile distante située derrière, à la manière d'une lentille. Cet effet n'est visible que si les deux étoiles sont pratiquement alignées. De tels évènements sont donc rares, d'une durée de quelques jours à quelques semaines, à cause du mouvement relatif entre les étoiles et la Terre. On a, au cours de ces 10 dernières années, observé plus d'un millier de cas.

Si l'étoile qui agit comme une lentille possède une planète, le champ de cette dernière peut avoir un effet qui, bien que faible, soit détectable. Puisque cela nécessite un alignement relativement exceptionnel, on doit suivre en permanence les étoiles lointaines afin d'avoir un nombre d'observation suffisant. Cette méthode, qui détecte ces « microlentilles gravitationnelles », fonctionne bien mieux pour les planètes proches de la Terre et du centre de la Galaxie, où de nombreuses étoiles forment l'arrière-plan.

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OBSERVATIONS DIRECTES

Il est possible également d’observer directement une exoplanète. Cela suppose que l’on occulte la lumière de son étoile trop envahissante et qui masque tout son proche environnement. Pour cela, on peut utiliser un coronographe qui permet d’occulter la lumière de l’étoile tout en laissant la lumière réfléchie de la planète nous parvenir. Cette technique est limitée par la faible valeur de l’angle angulaire du fait de la proximité de la planète à son étoile. Enfin, il est plus facile de l’observer en infrarouge car une planète réémet le flux qu'elle a absorbé en visible dans cette longueur d’onde. L’intérêt est qu’en infrarouge l'étoile est beaucoup plus faible ce qui donne des rapports d'intensité d'environ 1 million avec sa planète (pour une longueur d'onde d'environ 10 µm) et rend l’observation plus facile qu’en visible. Etoile HR8799 et les 3 exoplanètes associées.

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A4PC : MAIS OU EST PASSEE VOYAGER ?

 POSITION DANS LES ENSEIGNEMENTS Cette activité peut être proposée à des élèves en classe de seconde, en M.P.S., en accompagnement personnalisé en physique chimie.

Les distances du système solaire sont difficiles à appréhender. Le référentiel du temps pour parcourir l’Univers est sans doute plus évocateur.

 OBJECTIF Distances astronomiques, connaissance du système solaire

 QUESTIONNEMENT

Aidez-vous des documents suivants pour déterminer la position de Voyager dans le système solaire. Pour vous aider, répondre aux question ci-dessous.

1. La sonde Voyager 1 a-t-elle réellement quitté le système solaire ? Justifier. 2. Sachant que voyager 1 a été lancé en 1977, estimez le temps nécessaire pour quitter réellement le système solaire.

3. La première étoile se situe à 4 années-lumière. Dans combien de temps, Voyager 1 pourrait-elle s’y rendre au minium (en supposant qu’elle soit dans sa direction et en ligne droite).

Document 1

LA SONDE VOYAGER 1 EST SORTIE DU SYSTEME SOLAIRE Le moment est historique. Jeudi, la Nasa l'a confirmé officiellement: la sonde Voyager 1 a quitté le système solaire pour s'aventurer dans l'espace interstellaire. Le moment fatidique est survenu le 25 août 2012.

Selon ces astrophysiciens, Voyager, qui se trouve à plus de 18 milliards de kilomètres du Soleil, est sortie de l'héliopause, la zone frontalière du système solaire. Ce cap marque la limite de l'influence des vents solaires lorsqu'ils rencontrent le milieu interstellaire rempli de matériaux provenant d'autres étoiles de notre galaxie. Il n'y a pas vraiment de panneau «Bienvenue dans l'espace intersidéral». Mais de nouvelles analyses des densités de plasma autour du vaisseau se sont révélées conformes aux densités se trouvant dans la région interstellaire prédites dans les modèles des chercheurs. Citant Star Trek, la Nasa s'est félicité: «Voyager est allée où aucune sonde n'était encore allée!» D’après 20 minutes. http://www.20minutes.fr/sciences/1222341-20130912-20130912-sonde-voyager-1-officiellement-quitte-systeme-solaire

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Document 2

En astronomie, le nuage d'Oort , est un vaste ensemble sphérique hypothétique de corps approximativement situé entre 20 000 à 30 000 ua jusqu'à plus 100 000 ua, bien au-delà de l'orbite des planètes et de la ceinture de Kuiper. La limite externe du nuage d'Oort, qui formerait la frontière gravitationnelle du Système solaire, se situerait à plus d'un millier de fois la distance séparant le Soleil et Pluton, entre une et deux années-lumière du Soleil et plus du quart de la distance à Proxima du Centaure, l'étoile la plus proche du Soleil.

D’après wikipédia https://fr.wikipedia.org/wiki/Nuage_d%27Oort

Eléments de correction

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AE5PC : LES DIFFERENTES METHODES DE DETECTION

 POSITION DANS LES ENSEIGNEMENTS Cette activité peut être proposée à des élèves en classe de seconde, en M.P.S., en accompagnement personnalisé en physique chimie.

 OBJECTIF Partie 1 : Cet exercice a pour objectif de détecter une exoplanète, grâce à des images obtenues avec le télescope spatial Spitzer. Elaboré à partir du document créé par Ester Aranzana Martinez et Sandra Greiss. Superviseurs: Roger Ferlet (IAP) & Olivier Marco (Université Pierre et Marie Curie). Site internet : http://www.euhou.net/

Partie 2 : Cet exercice a pour objectif de détecter une exoplanète grâce à l’effet Doppler mesurable par l’étude des spectres d’une étoile. Elaboré à partir du document créé par Roger Ferlet (IAP), Michel FAYE (lycée Louis Le Grand) & Suzanne FAYE (Lycée Chaptal)

. PARTIE 1 : DETECTION PAR LA METHODE DES TRANSITS

ETUDE EXPERIMENTALE PREALABLE DE SIMULATION

1. Utiliser un luxmètre afin d’effectuer une mesure de l’intensité lumineuse durant 30s 2. Placer la maquette de révolution d’une exoplanète associée à une étoile lumineuse. 3. Réaliser un schéma présentant l’expérience et replacer le rôle dévolu à chaque objet analogique. 4. Dessiner l’allure de la courbe obtenue. 5. En déduire la période de révolution de l’exoplanète.

 QUESTIONNEMENT

Laquelle de ces trois étoiles possède-t-elle une exoplanète?

Image obtenue par le télescope spatial Spitzer. Ce dernier est le plus gros télescope infrarouge lancé par la NASA en 2003. Il permet la détection des planètes extrasolaires par la méthode de transit.

Ressources à disposition :

 20 images de la même zone prise à 14 minutes d’intervalle prises par le télescope Spitzer

 Un logiciel de traitement d’image

 Un tableur

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Activité : traitement d’une image par le logiciel Salsaj

 Traitement des images par le logiciel Salsaj  Lancer le logiciel SalsaJ (téléchargeable sur le site)  Télécharger et sauvegarder le fichier Spitzer où se trouvent les 20 images: images_spitzer

Étapes pour l'étude d'une image (à réaliser pour toute la série):  Ouvrir une image et observer  Ajuster le contraste et la luminosité : pour cela cliquer sur Image → Ajustements → Luminosité/contraste. cliquer sur Auto. S’assurer que l’on distingue bien les 3 étoiles. Ajuster si nécessaire.  Mesurer l'intensité lumineuse de chaque étoile: - Cliquer sur Analyse → Photométrie - Régler la photométrie en cliquant sur Analyse → Paramètres de la photométrie. Reproduire comme indiqué ci-contre le paramétrage. Ces paramètres sont choisis afin de minimiser la lumière venant du ciel lors de la mesure de l'intensité lumineuse de l'étoile et d’optimiser ainsi les mesures.  Cliquer sur l'étoile 1. Dans la fenêtre photométrie, les caractéristiques de cette étoile apparaissent : coordonnées, intensité, rayon étoile et la valeur correspondante à la différence entre la lumière du ciel et celle de l'étoile. Afin d'obtenir des résultats corrects, cette dernière valeur doit être minimale, tout en restant inférieure à 2.  Cliquer sur l’étoile 2 puis l’étoile 3.  Sélectionner les résultats puis les copier dans un tableur en distinguant les valeurs pour chaque étoile dans une feuille séparée.  Renouveler l’opération avec les 19 autres images.

 Exploitation graphique des données Afin de représenter sur le même graphe les courbes des intensités des 3 étoiles en fonction du temps (qui correspond à l'ordre chronologique des images) et de les comparer directement, il est souhaitable de normaliser autour de 0 les valeurs des intensités de chaque étoile pour obtenir une échelle identique. Pour cela :  calculer la moyenne de l'intensité lumineuse pour chaque étoile,  calculer la différence entre la valeur mesurée de l'intensité et la valeur moyenne de la série. Cette méthode est utilisée pour les étoiles 2 et 3. Cependant, la valeur moyenne de la série de l'étoile 1 est calculée avec les 7 premières valeurs de l'intensité car dans ce cas, cette dernière varie énormément au cours du temps alors que dans le cas des étoiles 2 et 3 l'intensité est plutôt constante,  tracer le graphique pour chacune des étoiles donnant l’intensité normalisée en fonction du temps.

Eléments de correction

Étoile 1 : Étoile 2 :

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Étoile 3:

Intensité en ADU

Temps en

Graphe des intensités lumineuse des 3 étoiles en fonction du temps (ADU : Arbitrary Digital Unit)

Analyse

Nous observons une intensité plus ou moins constante sur les 8 premières valeurs de l'étoile 1 (avec des fluctuations légères). Cependant, nous constatons une chute de l'intensité entre les images 8 et 10, puis elle atteint une valeur constante plus faible jusqu'à l'image 14. Elle augmente ensuite jusqu'à l'image 16. Enfin, nous remarquons, à nouveau, une fluctuation autour de la même valeur moyenne initiale jusqu'à la fin des mesures. Ainsi, nous pouvons en déduire que cette étoile possède une planète orbitant autour d'elle. Les étoiles 2 et 3 présentent la même allure de l'intensité avec une variation autour de 0. Ainsi, nous pouvons en déduire que la luminosité de ces étoiles sont pratiquement constantes et ne possèdent pas d’exoplanète, ou que le temps d’observation n’est pas suffisant pour en déduire une.

Prolongement possible

 Quelques informations sur cette exoplanète:

Références: http://www.obs-hp.fr/www/nouvelles/une_exoplanete.htm http://brucegary.net/AXA/HD189733/hd189733.htm

La planète se trouve dans la constellation du petit renard, à proximité de la nébuleuse Dumbell M27.

L'étoile HD189733 est repérée par la flèche Nom: HD 189733b verte. Elle est située à moins de 0.15° (équivalent à Période de révolution: 2.2 jours une demi-lune) de la nébuleuse Dumbell. Masse: 1.15 fois la masse de Jupiter (photographie de Daniel Jaroschik). Rayon: 1.26 fois le rayon de Jupiter Catégorie: Jupiter Chaud Distance à la Terre: 60 années-lumières = 567000 milliards de km Mesure du temps d’occultation  Vérifier que les images sont régulièrement espacées dans le temps (~14 min). Pour cela, cliquer sur Image -- --> Informations. Une fenêtre apparaît avec toutes les informations sur l'image. Dans la partie 'DATE D’EXPOSITION', la première ligne détient les informations nécessaires dans ce cas. Par exemple : Date d'observation: 2007-11- 23T11:21:07.488, la date apparaît en rouge, l’heure en bleu.  Trouver le temps de transit et le comparer à la valeur publiée (2h). Résultat: le transit se déroule de l'image 8 à l'image 16: 1h52min.  On détecte l'exoplanète grâce à la diminution de l'intensité lumineuse lors du transit. Calculer le rapport de l'intensité lumineuse de l'étoile 1 lors du transit, exprimé en pourcentage: chercher la valeur minimum de l'intensité, et utiliser la valeur moyenne des 7 première images. Résultat: (30573 - 29819) / 30573 = 2,5%

Le résultat publié est de: 3%. La différence peut s'expliquer par la meilleure précision des mesures publiées (une centaine d'images au lieu de 20).

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. PARTIE 2 : DETECTION GRACE A LA VITESSE RADIALE

 QUESTIONNEMENT

La lumière d’une étoile est-elle différente en présence d’une exoplanète ? Etude à partir de spectres.

Ressources à disposition

 Onze spectres enregistrés de l’étoile

On étudie 11 spectres d’une étoile pris à des dates différentes. En première approximation, l’intervalle de temps moyen séparant la prise de deux spectres consécutifs est de 1 jour.

Spectres 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 t en jour 0 0.974505 1.969681 2.944838 3.970746 4.886585 5.924292 6.963536 7.978645 8.973648 9.997550

 Un tableur

 Un logiciel de modélisation graphique

 Spectres d’absorption

 Longueurs d’onde du Sodium

Les deux longueurs d’onde caractéristiques du sodium obtenues en laboratoire sont :

λNa1 = 588,9950 nm et λNa2 = 589,5924 nm

 L’effet Doppler-Fizeau

Lorsqu’une exoplanète orbite autour d’une étoile, selon sa masse elle créée un déplacement de l’étoile plus ou moins important. Les deux se mettent à tourner autour du centre de masse du système. Ce mouvement circulaire de l’étoile est détectable depuis la Terre. En effet, selon si l’étoile s’éloigne ou se rapproche de la Terre, les raies du spectre se déplaceront respectivement vers les grandes longueurs d’onde (vers le rouge redshift) ou les courtes longueurs d’onde (vers le bleu blueshift). Cet effet est appelé l’effet Doppler.

Vitesse radiale de l’étoile VrE  Il s’agit de la projection de la vitesse de l’étoile suivant l’axe de visée de la Terre. En effet, vue depuis la Terre, l’étoile n’offre qu’un mouvement relatif. Seul son déplacement suivant l’axe de la Terre est accessible par la mesure directe.

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Détermination de la vitesse radiale de l’étoile VrE par effet Doppler-Fizeau 푉 ∆휆 ∆휆 Par effet Doppler-Fizeau, la relation suivante est vérifiée : 푟퐸 = 푖 donc 푉 = 푖 × 푐 퐶 휆 푟퐸 휆 avec Δλi = λi - λNai avec i = 1 ou 2, λNai étant la longueur d’onde du sodium mesurée dans le laboratoire terrestre et λi étant la même longueur d’onde mesurée cette fois-ci dans le spectre de l’étoile en mouvement. Un décalage se produit du fait de la vitesse de l’étoile vis-à-vis de la Terre. La longueur d’onde d’un élément ne donnera pas la même mesure selon la vitesse de l’étoile. Cette vitesse variera donc si une exoplanète est présente.

Activité : traitement de spectres par le logiciel Salsaj

 Etude des spectres de l’étoile dans le temps

Il est possible de voir l’évolution du spectre dans le temps en créant une animation à l’aide du logiciel Salsaj.

 Ouvrir Salsa J en cliquant sur l’icône correspondante.  Ouvrir les images : pour cela cliquer sur Fichier→ Ouvrir. Sélectionner les 11 images de spectres dans le répertoire intitulé 11_spectra_fit : fic 01, fic 02, fic 03, fic 04, fic 05, fic 06, fic 07, fic 08, fic 09, fic 10 et fic 11 (on maintient la touche Majuscule enfoncée pendant que l’on sélectionne ces images qui sont au format fit) . Les ouvrir.  Compiler les images pour une animation. Pour cela, cliquer sur Images → Piles → Transférer images dans piles.  Animer les images dans le temps. Pour cela, cliquer sur Images → Piles → Démarrer animation. On observe le déplacement des raies dû à l’effet Doppler.

 Détermination de la vitesse radiale et de la période de l’étoile par l’étude des courbes Φ= f(λ)

 Afficher la courbe Φ= f(λ), c’est-à-dire le flux de lumière en fonction de la longueur d’onde. Pour cela, cliquer sur Ouvrir un spectre. Dans le répertoire 11_spectra_dat, sélectionner la première courbe intitulée spectre1_o54.dat . Les courbes qui seront ici exploitées sont en extension .dat.  Etalonner le spectre. Cliquer sur le bouton Indiquer l’échelle puis sélectionner dans le bandeau déroulant longueur d’onde et valider la longueur d’onde proposée. Le spectre est ainsi étalonné en longueur d’onde.  Observer les raies caractéristiques. Pour vous aider à repérer les raies, cliquer sur le bouton liste pour obtenir les coordonnées des points de la courbe. Un tableau apparaît avec la longueur d’onde en nm (X) et le flux de lumière (Y).

On remarque dans ce spectre, 2 grandes raies très marquées et distantes de moins de 1 nm.  Dans la liste des valeurs, repérer ces deux raies d’absorption. Elles correspondent à un minimum de flux de luminosité. Retrouver les valeurs suivantes : λ1 = 589,0411 nm et λ2 =589,6366 nm . Ce sont les longueurs d’onde des raies du sodium contenu dans l’étoile.  Reporter ces valeurs dans un tableur. En comparant ces 2 valeurs à celles correspondant au doublet du sodium obtenues au laboratoire : λNa1= 588,9950 nm et λNa2 = 589,5924 nm . On constate qu’il y a une différence (faible ici) due à l’effet Doppler, l’écart étant de même signe pour les deux raies.

 Calculer à l’aide du tableur Δλi = λi - λNai pour chaque longueur d’onde.  En déduire la vitesse radiale VrE de l’étoile.  Appliquer la même démarche pour toutes les autres courbes.

 Graphique donnant la vitesse radiale de l’étoile en fonction du temps.  Tracer le graphique donnant la vitesse radiale VrE en fonction du temps t.

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Eléments de correction

VrE

t (jours)

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A5SVT : CARACTERISTIQUES DES EXOPLANETES ET POSSIBILITES DE VIE

 POSITION DANS LES ENSEIGNEMENTS Cette activité peut être proposée à des élèves en classe de seconde

 OBJECTIF Définir la notion de zone habitable et montrer que d’autres planètes peuvent se trouver au sein de ces zones.

 QUESTIONNEMENT

A l’aide des documents discutez de la notion de zones habitables dans l’Univers

Document 1 : La notion de zone habitable

Une fois admise la démarche biochimique elle permet de préciser dans quel type de planète on peut s'attendre à rencontrer une vie biologique. Pour que cette dernière puisse prospérer, un certain nombre de conditions sont requises. Ces conditions sont généralement admises par les astronomes, mais ils restent ouverts à des écarts et des variantes. La condition principale est qu'il faut un milieu liquide car il favorise énormément le transport des matériaux nécessaires à une activité biochimique. L'eau est un liquide a priori prometteur car c'est l'un des plus abondants de l'Univers (les autres étant par exemple l'alcool, le méthane et l'ammoniaque peuvent également être liquides, quoique à des températures beaucoup plus basses). De plus elle a l'avantage d'être un des meilleurs solvants ce qui favorise les réactions et échanges biochimiques. On est ainsi conduit à favoriser les circonstances permettant la présence d'eau liquide. Une autre condition universelle est qu'il faut, dans le cadre des concepts thermodynamiques traditionnels, une source d'énergie "noble" (c'est-à-dire sous forme non thermique) à entropie très basse. Elle doit par ailleurs être permanente car son interruption conduirait à la destruction des organismes. La meilleure source d'énergie permanente, abondante et de basse entropie connue à ce jour est le rayonnement des étoiles. Le meilleur endroit identifié à ce jour où on trouve à la fois de l'eau liquide et une source permanente et intense de lumière est une planète située à une distance de son étoile telle que sa température est d'environ 300 K. De plus elle doit être suffisamment massive pour empêcher l'eau de s'échapper de la planète, mais pas trop sinon l'eau est confinée dans des couches profondes et sans lumière d'une atmosphère d'hydrogène (ce dernier point est toutefois sujet à discussion). On est ainsi conduit à chercher en priorité une vie biologique sur une planète de 1 à quelques masses terrestres située à une distance de 0,2 UA (pour les étoiles de type M) à 1,5 UA (pour les étoiles de type F) de son étoile (bien que des satellites de planètes géantes riches en eau et chauffés par effet de marée comme Europe soient envisageables). Cette distance critique, dépendant du type d'étoile, définit ce qu'on appelle la zone d'habitabilité de l'étoile. https://media4.obspm.fr/exoplanetes/pages_exopl-biosig/zone-habitable.html

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Document 2 : Classification des étoiles

Document 3 : Découvertes d’exoplanètes dans la zone habitable par Kepler

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Document 4 : Classification thermique des planètes en zone habitable

Activité

Le site exoplanète.eu recense en temps réel les exoplanètes découvertes avec leurs caractéristiques. 1. Aller sur le site 2. Sélectionner le menu Diagramme. Deux types e diagrammes sont possibles a. Des graphiques de type y=f(x) permettant de voir la relation entre deux paramètres de l’exoplanète b. Des diagrammes en bâtons permettant d’évaluer la fréquence ou la probabilité d’un paramètre Utiliser cette interface pour proposer des représentations graphiques illustrant : o Les paramètres importants pour vérifier l’appartenance à la zone d’habitabilité de ces exoplanètes o La fréquence des planètes possédant des caractéristiques proches de celle de la Terre

Document 5a : Des planètes habitables

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Document 5b : Gliese 581g, première planète potentiellement habitable hors de notre système solaire

PAR CHLOÉ DURAND-PARENTI

Publié le 30/09/2010 à 17:30 | Le Point.fr

Enfin une planète jumelle de la Terre où la vie serait susceptible de s'épanouir ! Après onze ans d'observation assidue grâce à un télescope basé à Hawaï, des astronomes américains viennent de découvrir une septième planète en orbite autour de l'étoile nommée Gliese 581 et qui, pour la première fois, serait "potentiellement habitable". C'est en observant les variations de la luminosité de ce soleil - qui, contrairement au nôtre, est une naine rouge - que la présence du corps céleste a pu être détectée. Baptisée Gliese 581g, l'exoplanète, située à 20 années-lumière de la Terre (sachant qu'une année-lumière équivaut à 9.460 milliards de kilomètres), possède plusieurs caractéristiques remarquables qui la rendent propice au développement de la vie. Ce serait une planète rocheuse - et non gazeuse - avec un rayon 1,2 à 1,5 fois supérieur à celui de notre planète et une masse 3,1 à 4,3 fois plus élevée. Elle possède une gravité comparable à celle de la Terre qui lui permet de retenir son atmosphère. Ni trop proche ni trop loin de son soleil, la température moyenne à sa surface oscillerait entre - 31 et - 12 degrés Celsius et pourrait laisser espérer une présence d'eau liquide. Ces "conditions climatiques" peuvent paraître extrêmes, mais autorisent néanmoins l'existence de la vie. Toutefois, Gliese 581g, qui tourne autour de son étoile, selon une orbite circulaire, en 36,6 jours, exposerait toujours la même face au rayonnement "solaire", son autre moitié demeurant constamment dans l'ombre. Si la vie pouvait y avoir pris racine, ce serait donc quelque part dans une bande de territoire située à mi-chemin entre l'ombre et la lumière. Mais même si l'on imagine mal que les hommes aillent demain planter leur tente sur Gliese 581g, elle est bien, des 422 exoplanètes découvertes avant elle, celle qui ressemble le plus à notre planète bleue.

Document 5 : Gliese 581g, première planète potentiellement habitable hors de notre système solaire

Le Monde.fr avec AFP | 04.07.2014 à 06h27

Trop éloignées de notre planète pour être observées à l'œil nu ou au télescope, les deux exoplanètes avaient été repérées dans les environs de l'étoile Gliese 581 grâce à l'examen du spectre de cette dernière. Or, des astronomes de l'université de l'Etat de Pennsylvanie, pensent que Gliese d et g n'étaient non pas des planètes, mais des signaux envoyés par l'étoile, révèlent- ils dans la revue Science. Suvrath Mahadevan, coauteur de l'étude, explique : « Selon nos recherches, les deux planètes dont tout le monde parle n'existent malheureusement pas. Ce qui avait d'abord été perçu comme des signaux envoyés par les planètes était en fait causé par l'activité stellaire. » En d'autres termes, les champs magnétiques ou des taches solaires pourraient avoir perturbé la lecture des signaux faite par les astronomes. Les scientifiques avaient « découvert » six exoplanètes autour de Gliese 581. Mais en écartant l'existence de Gliese g et d – et celle d'une troisième, Gliese f –, il n'en resterait plus que trois, dont aucune n'est habitable.

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Eléments de correction

L’interface permet de faire varier plusieurs facteurs décisifs pour les caractéristiques des exoplanètes comme par exemple la température de surface (calculé) en fonction de la distance au à son étoile et de la masse de l’étoile du système.

Elle permet également d’intéressantes études sur les fréquences des éléments caractéristiques de ces exoplanètes.

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