Perchlorates Phoenix La Météorite ALH84001A la recherche d'une biosphère martienne
Perchlorates ArchéesMars Society Switzerland
Credit image: NASA / Jenny Mottar
Pour que le processus de vie puisse se manifester, il semble nécessaire que certaines conditions soient remplies : présence d’éléments chimiques particuliers, niveau de pression minimum, présence de chaleur, présence d’eau liquide, source d’énergie, durée minimum. Nous n’avons aujourd’hui qu’une référence, la vie terrestre, mais la planète Mars, qui est constituée des mêmes éléments que notre Terre, qui en est relativement proche et qui a connu une histoire géologique très semblable à la nôtre pendant le premier milliard d’années de son existence, est l’endroit de l’univers le plus accessible où nous pouvons aujourd’hui chercher si ce processus a commencé aussi ailleurs. C’est là que, sur le plan scientifique, réside l’attrait principal de l’exploration de Mars. Que peut-on dire aujourd’hui des possibilités de satisfaction de ces conditions ? Savoir ensuite si elles ont été suffi-santes relèvera de la recherche sur le terrain. Les éléments chimiques Les éléments chimiques nécessaires à la vie de type terrestre sont, pour 96 % : C, H, O, N, pour 4 % : P, S, Cl, K, Na, Ca, Mg puis, pour de plus faibles quantités (traces) : Fe, B, I, Mn... Tous ces éléments ont été identifiés sur Mars. Evidemment leur combinaison en organismes vivants résulte d’un processus dont toutes les étapes ne sont pas encore complètement connues ou même comprises. Nous recherchons la vie organique c’est-à-dire celle dont les molécules sont organisées autour de l’atome de carbone (par suite d’un processus biologique ou simplement géologique). En effet cet atome, du fait de ses quatre liaisons covalentes possibles, est très bien adapté à la construction de molécules tridimensionnelles complexes. Il y a du carbone dans tout l’univers proche. Il s'est formé par nucléosynthèse d'éléments légers, au cœur d'étoiles et en particulier de celles qui dans notre région de la galaxie ont précédé notre Soleil. Dispersé dans l’espace lors de leur mort, il s’est lié à d’autres atomes en formant parfois des molécules organiques et ces molécules se sont accrétées dans des astres de plus en plus gros, à commencer par des chondrites carbonées. Vestiges des premières briques de ce processus, ces petits corps sont toujours présents dans notre environnement et tombent tous les jours (les « météorites ») sur notre planète et ses voisines. Sur Mars la présence de carbone est certaine. L’atmosphère en est particulièrement riche puisque composée à 95,9 % de dioxyde de carbone. Au sol on a identifié quelques carbonates mais curieusement pas encore de molécules organiques. Pour le moment on pense que leur présence est cachée par les perchlorates, omniprésents sur le sol, qui les détruisent lorsqu’on chauffe des échantillons pour analyse. La pression La masse de Mars étant seulement 1/10ème de celle de la Terre, génère une force de gravité beaucoup moins forte et la pression qui en résulte à l’intérieur de cette masse progresse beaucoup moins vite de la surface vers le centre planétaire. En surface la pression atmosphérique moyenne n’est que de 611 pascal (0,006 bar) avec des extrêmes sensiblement différentes : de 0,011 bar au fond du bassin d’Hellas (altitude -8.500 m), à 0,0003 bar au sommet d’Olympus Mons (altitude +21.000 m). On n’atteint donc 0,3 bar qu’en profondeur du sol ou à l’intérieur des roches. Ce seuil est significatif car c’est celui en deçà duquel la vie « active » n’est pas observable dans l’environnement terrestre. A noter toutefois que cela ne veut pas dire que des organismes terrestres ne pourraient pas supporter une telle pression en mode dormant mais simplement qu’ils ne pourraient pas y prospérer. A l’autre extrême, la pression atteint 104 bar à 310 km de la surface moyenne planétaire, niveau le plus profond auquel l’eau pourrait rester à l’état liquide (75 km sur Terre). Cette profondeur est cependant théorique car on est probablement déjà sous la croûte la plus épaisse de la planète et à l’intérieur de son manteau. Il faut aussi de l’espace libre pour envisager la présence d’eau. Compte tenu de la force de gravité, ces espaces sont plus importants que sur Terre. Il s’agit d’abord de cavernes, poches ou cavités sans communication avec l’extérieur. Sur Terre on peut trouver des cavernes jusqu’à 2 km de la surface ; sur Mars, on pourrait descendre jusqu’à 5 km (en fonction bien sûr de la composition du sol). Il s’agit ensuite des interstices et failles ainsi que des pores de certaines roches qui, sur Mars, pourraient atteindre la profondeur de 85 km. La température La température impose également ses bornes. Joseph Michalski*, avec Junge et al. (2004), considère que -20°C est la limite inférieure pour que l’eau permette une vie active (à noter que selon les solutés et la pression l’eau, pourrait rester liquide jusqu’à -100°C). Cette limite basse ne peut se constater qu’en surface de Mars et dans le sous-sol immédiat puisque la température va monter plus on s’enfoncera à l’intérieur de la planète. La chaleur à l’intérieur de la planète provient de la conservation de l’énergie cinétique primordiale constitutive de l’astre (accrétion) et de la radioactivité de ses composants, à commencer par 238U, 32Th et 40K. La conservation de chaleur au cours du temps est d’autant plus forte que les différentes couches planétaires la diffusent moins par convection et conduction vers l’extérieur plus froid. Au dernier niveau, la croûte planétaire de Mars, à la différence de celle de la Terre, ne s’est pas renouvelée par tectonique des plaques et a donc constitué un couvercle thermique assez imperméable. A contrario, compte tenu d’une masse plus faible, la chaleur initiale de Mars était aussi plus faible que celle de la Terre et la chaleur générée ensuite par radioactivité a été moins importante. Egalement, du fait de sa taille plus petite (surface 144 M km2 pour un diamètre de 6.780 km), Mars a un rapport surface / volume plus favorable (le double) au refroidissement que la Terre (surface 510 M km2 pour un diamètre de 12.740 km). Synthétisant ces différents effets, on a estimé pour Mars un « gradient géothermique » qui dans la croûte devrait théoriquement avoir une valeur de 5 K (degrés Kelvin) par km, contre 25 K par km pour la Terre. D’après ce gradient, la température de -20°C ne serait atteinte sur Mars qu’à une profondeur de 7 km mais il s’agit là d’une moyenne et il est bien évident que la température est nettement plus élevée à la surface du sol au niveau de l’équateur et dans les zones tropicales (températures légèrement positives pendant la période diurne de nombreux jours de l’année) que dans les régions polaires ou de hautes latitudes. Plus on s’enfonce dans la croûte, plus les températures deviennent sans doute homogènes à l’exception de certains points chauds où le magma du manteau se trouve plus proche (régions de volcanisme « récent »). On atteint les 122°C, température au-delà de laquelle des manifestations de vie terrestre ne sont plus observées, à environ 36 km en moyenne (avec possibilités de variation de -6 km à -50 km). Ces 36 km constituent donc la limite basse de toute éventuelle biosphère martienne. L’eau L’eau a été présente en surface de Mars au début de son histoire, peut-être dans des proportions comparables à celles de la Terre. Compte tenu de la distance de Mars au Soleil, de la densité de l’atmosphère primitive et de la chaleur interne de la planète, cette eau était liquide. Pendant les premières centaines de millions d’années du Noachien, elle a hydratée les roches de la croûte planétaire. Mais, en raison (1) d’une gravité trop faible due à sa masse relativement petite et (2) de la disparition de sa magnétosphère due à l’arrêt précoce de sa dynamo interne résultant également de sa trop faible masse, l’atmosphère primitive de Mars s’est très vite majoritairement dissipée, conduisant à un refroidissement considérable. La vapeur d’eau de l’atmosphère s’est en partie échappée dans l’espace avec elle, une autre partie liquéfiée ou solidifiée, précipitant en surface. L’eau liquide en surface a gelé ou s’est retrouvée séquestrée dans le sous-sol. Progressivement les étendues gelées en surface aux latitudes basses et moyennes se sont sublimées et les molécules de vapeur d’eau se sont décomposées et ont été expulsées dans l’espace par l’action du soleil. La cryosphère moderne contient une couche planétaire équivalente d’eau (« EGL ») estimée à 35 mètres d’épaisseur. On la trouve bien sûr dans les deux calottes polaires mais aussi dans le sous-sol immédiat proche des calottes polaires puis dans quelques régions de latitudes moyennes, sous forme de banquises couvertes de régolite vestiges de perturbations planétaires passées. On la trouve enfin un peu partout ailleurs dans le sous-sol immédiat même aux latitudes moyennes dans l’équivalent du pergélisol terrestre. Dans les régions intertropicales et même de latitudes moyennes, ce pergélisol peut fondre pour donner de l’eau liquide qui peut subsister presque jusqu’à la surface du sol compte tenu d’une salinité très élevée. Mais la plus grande quantité de l’eau martienne doit se trouver en sous-sol. L’eau s’y est d’autant plus facilement infiltrée que la gravité martienne est faible et donc la porosité naturelle plus grande. Une zone saturée à > 6 km devrait représenter un EGL de 100 mètres d’épaisseur et une zone saturée de 3 à 6 km, un EGL de 300 mètres. Evidemment plus l’eau est descendue profondément, plus elle a dû se charger en solides dissous et plus elle sera riche en nutriments. Il faut aussi que l’eau soit « active » c'est-à-dire qu’elle permette aux organismes d’échanger des substances. Cette activité diminue avec le froid ou par séchage ou encore du fait de la présence élevée de solutés. On voit donc que sur Mars, elle sera faible dans le sous-sol immédiat du fait de l’aridité et de la température très basse mais qu’elle sera élevée en profondeur « moyenne ». Les sources d’énergie C’est l’énergie qui fait se lier les éléments chimiques entre eux et qui fait se perpétuer et évoluer les « constructions » qui en découlent (molécules et organismes). Dans la durée, l’entretien du métabolisme d’un organisme vivant ne peut se faire que moyennant l’apport d’énergie extérieure, sous une forme assimilable. Plusieurs sources d’énergie ont été et/ou sont encore présentes sur Mars comme sur Terre. Ce sont, en surface, les diverses formes de rayonnement du soleil ou bien les décharges électriques des éclairs ; dans le sol la chaleur interne de la planète (résidus de l’énergie cinétique des corps l’ayant constituée lors de son accrétion ou résultat du processus de radioactivité de ses éléments) ou simplement les échanges chimiques au sein d’un milieu qui les permette (l’eau liquide, les milieux humides et chauds). Les sources d’énergie à l’origine de celles-ci sont « in fine » les quatre interactions fondamentales : la force nucléaire forte (l’énergie de notre étoile), la force de gravité liée aux masses qui a permis l’énergie cinétique lors de l’accrétion et des bombardements ultérieurs de corps célestes, la force nucléaire faible (qui permet la désintégration plus ou moins lente des atomes et la nucléosynthèse) et la force électromagnétique qui permet les relations chimiques entre les atomes). Ces sources d’énergies sont universelles. Pour qu’elles provoquent la vie, il a « juste fallu » un savant dosage de leurs intensités respectives et de leurs interactions sur des éléments physiques arrivés à une certaine maturité par évolution chimique. On ne sait évidemment pas si ce « savant dosage » a pu se réaliser sur Mars mais les composantes ainsi que les conditions environnementales ayant été présentes à peu près dans les mêmes conditions que sur Terre, avec une réserve concernant leur durée en surface de la planète (mais pas dans son sous-sol), il est raisonnable de l’imaginer. Les radiations Les radiations sont, comme mentionné plus haut, une des sources d’énergie ayant probablement contribué à l’apparition de la vie. A la surface de Mars, elles proviennent du soleil, sous forme de lumière, en particulier de longueurs d’ondes particulièrement actives (UV) ou sous forme de particules (principalement protons) constituant le vent solaire. Des rayonnements très énergétiques proviennent également de la galaxie (« Galactic Cosmic Rays », « GCR »). Ces phénomènes sont, aujourd’hui, beaucoup plus puissants que sur Terre compte tenu de la ténuité de l’atmosphère. Mais on considère que lorsque le processus de vie a commencé sur Terre, la protection procurée à la surface de Mars par une atmosphère beaucoup plus épaisse était du même ordre que celle observée sur notre planète. Il est donc possible, sinon probable, que les radiations solaires atténuées par l’atmosphère aient eu sur les molécules prébiotiques les mêmes effets que sur Terre. On sait que les radiations peuvent être un obstacle à la vie par leur effet destructeur et mutagène mais ce même effet, pourvu qu’il ne soit pas, du fait de son intensité, un facteur de désorganisation, est en même temps source d’évolution et donc d’adaptation (y compris aux radiations elles-mêmes). La durée Nous ne savons pas combien il a fallu de temps au processus de vie pour émerger puis se manifester dans une vie effective. Ce que nous savons c’est que sur la planète Terre, constituée en tant qu’astre il y a quelques 4,5 milliards d’années, les signes de vie les plus anciens connus (qu’on peut sans trop de risque de se tromper, qualifier comme tels) datent d’environ -3,5 milliards d’années. Ces signes de vie témoignent de l’existence d’organismes unicellulaires déjà évolués qui ont forcément été précédés par une évolution qui a pu laisser des traces (indices isotopiques vers -3,8 milliards d’années). Qu’en a-t-il été sur Mars ? Nous ne le savons pas encore. Mais en supposant que cette durée de 1 milliard d’années soit nécessaire, on peut penser qu’elle a pu exister au moins dans les zones chaudes et humides de la planète qui le sont restées depuis les débuts de son histoire. Il y a là encore opposition entre la surface (processus peu probable car durée courte) et l’intérieur de la planète (logique car durée longue). Croisement des différentes limites pour circonscrire les zones d’une biosphère martienne potentielle Avec Joseph Michalski et al. on peut distinguer 4 zones : Une Zone 4 située à > 5km de la surface. Elle est hydrothermale et riche en fluides chargés de solutés divers. Du fait de l’action de la chaleur, de la pression et de l’eau, les roches hydratées doivent y être abondantes. Les mêmes conditions ont existé pendant toute l’histoire de la planète. Le problème pour la diffusion d’un processus de vie à ce niveau, c’est que plus la profondeur est grande, plus les espaces libres sont rares, plus les échanges sont difficiles. Une Zone 3, entre 2 et 5 km de profondeur. Elle contient aussi bien des minéraux non altérés, qu’altérés et en raison d’une durée d’hydratation et d’une température insuffisantes. Aujourd’hui encore des quantités modestes d’eau souterraines pourraient être largement diffusées dans l’espace des pores et circuler par capillarité. Cette eau, du fait de son passage à travers les roches, devrait avoir un Ph neutre à alcalin. Une Zone 2 entre 2km de profondeur et la pré-surface planétaire. Dans cette zone les températures hydrothermales n’ont peut-être jamais été atteintes depuis l’époque hespérienne (sauf points chauds, en raison d’intrusions magmatiques). Des saumures relativement diluées peuvent s’y être formées et les fluides ont pu réapparaître en surface. Une Zone 1qui comprend la surface et le sous-sol immédiat. Elle contient des couches d’argiles, de sulfates et des dépôts de neige et de glace (outre bien sûr des sédiments de surface, mobiles). Les fluides dans cette zone ont été affectés par le SO2 de l’atmosphère, le Cl- et des agents oxydants (dont l’oxygène libre ou provenant du CO2). On pourrait ajouter une « Zone 2bis » qui serait située aux confins des Zones 2 et 3 et qui pourrait être la région la plus intéressante car plus riche et humide que la Zone 2 et moins difficile d’accès et disposant de davantage de possibilités de circulation pour l’eau que la Zone 3. Comment ces différentes zones auraient-elles pu être colonisées par la vie ? La Zone 3 est celle qui présente le plus de possibilités de nutriments, d’énergie et d’interactions chimiques et ceci sur toute la durée de l’histoire de la planète. Les Zones 1 et 2 devraient avoir connu une période favorable au début de l’histoire de Mars et d’autant plus longue qu’on s’enfonce profondément dans la croûte de la planète. Elles pourraient toujours abriter aujourd’hui une vie simple avec avantage à la Zone 2 car elle conserve suffisamment d’humidité et de chaleur et offre des habitats poreux à l’abri des conditions de surface difficiles. En Zone 1, l’interface avec l’atmosphère et le rayonnement solaire, dans des conditions humides, a pu favoriser l’éclosion de la vie aux époques noachienne et hespérienne. Cette vie a pu migrer en sous-sol immédiat et dans les autres zones en ne subsistant plus dans celle d’origine que dans des niches et sous une forme très primitive. Il faudrait, pour le vérifier, rechercher les inclusions de saumures dans la glace, l’interface roche/glace ainsi que dans les couches d’argile et de sulfates. Dans les régions intertropicales l’eau liquide et donc une forme de vie, encore active, serait possible assez près du sol (jusqu’à 5 m) mais elle devrait être à l’abri des pressions très basses de la surface. Accès aux zones profondes On voit que la zone la plus favorable au développement de la vie sur la plus longue durée (et peut-être encore aujourd’hui) est la Zone 3 (ou "2 bis"). Le problème est d’y accéder. La première possibilité (pour y découvrir des traces fossiles) est d’utiliser la facilité offerte par les impacts d’astéroïdes qui ont creusé la surface planétaire de cratères profonds jusqu’à son niveau. Parmi ceux-ci, très nombreux sur le bord de la dichotomie de la croûte planétaire, on peut noter le cratère McLaughlin, étudié par Joseph Michalsi et al., et le cratère Gale. On peut en les explorant profiter de deux phénomènes : la création d’un pic central lors de l’impact qui a permis l’extrusion de matériaux profonds sous-jacents ou encore les remontées d’eau dans le fond de ces cratères dont témoignent la présence de sédiments. La hausse des nappes phréatiques causant ces remontées peut avoir résulté de divers phénomènes, notamment volcaniques à l’époque hespérienne. Elles se sont évidemment raréfiées avec le temps. D’autres endroits très différents (terrains de Zone 2) pourraient également être intéressants : les cavités probablement sous-jacentes aux cheminées du volcanisme de boue dans la région d’Acidalia Planitia contigüe à Chrise Planitia ou encore les cavités probables sous les vestiges des cheminements d’eau d’Hebrus Vallis. Quelle vie ? Les formes de vie les plus primitives, archées et bactéries, ont pu commencer à exister avant les eucaryotes (cellules à noyau), sur Mars comme sur Terre. Si le phénomène a commencé à la même époque, il y a plusieurs milliards d’années, il est bien difficile d’imaginer ce qu’a pu donner leur évolution. Cependant les conditions environnementales martiennes étant devenues extrêmement rudes quand la vie sur Terre a commencé à se diversifier et se complexifier, on peut supposer que les éventuelles formes de vie primitive martienne ont peu changé. En tout cas, la faiblesse des niveaux de l’oxygène et du méthane dans l’atmosphère donne à penser que ces éventuels êtres vivants sont peu consommateurs de CO2 et produisent peu de méthane, ou plutôt qu’ils sont très peu nombreux et/ou actifs, ou encore que les lieux qu’ils habitent sont très isolés de l’extérieur. Les perspectives Il semble donc que la région la plus propice à la subsistance / évolution du processus de vie sur la planète Mars soit son sous-sol. Cela ne veut pas dire que la vie, une fois éclose en surface, n’y ait pas persisté car on sait la capacité formidable d’adaptation qu’elle possède. Mais il est aussi possible qu’elle se soit cantonnée dans les milieux les plus hospitaliers (chauds, humides, protégés), donc dans les cavités du sous-sol, quitte à faire de temps en temps des incursions en surface, en y laissant quelques traces. Si la vie a commencé sur Mars, on pourrait donc en trouver les vestiges chimiques dans des endroits aujourd’hui très inhospitaliers. Si on ne trouve rien en surface, il faudra explorer le sous-sol, là où il sera accessible (grottes dans les grands cratères ou dans les failles profondes, forages profonds). Au-delà de vestiges, serait-il possibilité de trouver des formes de vie « active » ? Peut-être en Zone 3 et en Zone 2 compte tenu de leur hydratation et de la durée de cette hydratation, mais il ne serait pas impossible que même la Zone 1 soit habitée. Nous ne devons pas ignorer en effet les capacités extraordinaires de la bactérie « Deinococcus radiodurans» qui résiste aux rayons UV et à de fortes radiations ionisantes, ou encore de l’archée « Archaeoglobus fulgidus » qui, sur Terre, prospère sur les perchlorates. L’exploration de Mars peut encore nous réserver des découvertes extraordinaires ! Pierre Brisson (23 juin 2013) Références : *« An extensive Phase Space for the Potential Martian Biosphere » par Eriita G. Jones et al. en 2011 in Astro-biology, DOI :10.1089/ast.2011.0660 *« Groundwater activity on Mars and implications for a deep biosphere » par Joseph R. Michalski et al. le 20 janvier 2013, in nature Geoscience DOI:10.1038/NGEO1706) * “Infiltration of Martian outflow channel floodwaters into lowland cavernous systems” par J.A.P. Rodriguez et al. le 20 nov. 2012, in Geophysical Research Letters, Vol.39, L22201, doi:10.1029/2012GL043225,2012
La Vie
Perchlorates Partout Origine Martienne? Pas de Méthane Météorite Y000593