Astronomie

À quel âge les planètes supportant la vie ont-elles pu se former ?

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En réfléchissant aux options d'exclusion pour les endroits où il ne vaut pas la peine de chercher des planètes habitables, le passé m'est venu à l'esprit.

Dès le début de l'univers, il n'y avait aucune possibilité que des planètes supportant la vie (à base de carbone) se forment, simplement parce qu'il n'y avait pas assez de matière pour le faire.

Les étoiles de la population III se sont éteintes en des millions d'années pour laisser certains de ces éléments, mais était-ce suffisant pour former des planètes ? J'ai du mal à mettre les choses en perspective, étant donné que

  • il y a tellement de processus qui produisent différents types et quantités d'isotopes
  • ces isotopes sont répartis de différentes manières (et donc aussi à des concentrations différentes de la façon dont ils ont été créés) dans tout le milieu interstellaire
  • il faut probablement beaucoup de temps pour condenser gravitationnellement suffisamment de métaux dans une planète une fois qu'elle a été vomie par ex. une super nova
  • la majorité des étoiles sont plus petites, il faudrait donc probablement un regroupement d'étoiles plus lourdes pour fournir les conditions plus tôt dans l'univers.

Je considérerais une distribution similaire de métaux comme dans la terre comme suffisante pour la vie, et je me concentrerais uniquement sur ceux trouvés dans l'ADN (N,H,C,P,O), les graisses (C,H,O) et les protéines (C, O,H,N) ainsi que la plupart des minéraux essentiels (Ca,Cl,K,Na,Mg,P,S) et peut-être au moins un tas d'oligo-éléments (éventuellement essentiels) (Co,Fe,I,Cu ,Mn,Mo,Se,Zn,As,B,Cr,F,Rb,Te,V,Sn,Ni).

Alors, quelle est la meilleure approximation que nous pouvons actuellement donner lorsque ces éléments étaient suffisamment abondants pour se condenser en terre comme des roches avec une distribution élémentaire de terre ?


Vous pouvez obtenir une métallicité relativement élevée assez rapidement dans certaines parties de l'univers primitif - en particulier certains amas globulaires et les centres de galaxies massives - parce que les taux de formation d'étoiles à ces endroits étaient très élevés, ce qui signifie beaucoup d'étoiles massives et plusieurs tours de " des étoiles massives se forment, vont en supernova et ensemencent le gaz environnant avec des métaux, de nouvelles étoiles massives se forment à partir de gaz enrichi" - l'échelle de temps de la formation à la supernova peut être aussi courte que 2 millions d'années pour les étoiles vraiment massives.

Alors, à quel niveau de métallicité avez-vous besoin pour former des planètes et à quelle époque (des parties de) l'univers y sont-elles arrivées ?

  • D'une part, nous connaissons une étoile avec une métallicité (abondance de fer) seulement un quart de celle du Soleil ([Fe/H] = -0,63) avec une planète de masse Neptune, et Kepler a trouvé des planètes à peu près de la taille de la Terre autour de étoiles presque aussi pauvres en métal. Vous n'avez donc pas besoin de métallicités très élevées pour former des planètes.

  • D'autre part, il existe des preuves de gaz autour des quasars enrichis en dessus la métallicité solaire par des redshifts de 6 à 7 (environ 800 millions d'années après le Big Bang). Il y a aussi des étoiles assez anciennes dans notre galaxie avec des métallicités élevées : par exemple, cet article estime que les étoiles de l'amas globulaire NGC 6258 ont entre 10 et 12 milliards d'années avec une métallicité proche du soleil.

Donc, la réponse courte est que vous pourriez avoir des planètes qui se forment dans les 1 à 2 premiers milliards d'années après le Big Bang, et très probablement dans les quelques centaines de millions d'années après la formation des premières étoiles. Étant donné que les métaux proviendraient principalement de la supernova à effondrement central (par opposition aux produits dominés par le fer des supernovae de type Ia), il y aurait un excès de soi-disant "éléments alpha" - en particulier l'oxygène, le magnésium, le néon, le silicium, soufre, argon et calcium -- par rapport au fer; Je ne pense pas que vous auriez à vous soucier de manquer trop d'éléments vitaux.

Ces planètes ne seraient pas toutes de très bons endroits pour vie, cependant, parce qu'ils seraient dans des régions denses avec beaucoup d'étoiles et beaucoup de formation d'étoiles, ce qui signifie que beaucoup de supernovae se déclenchent à proximité, et peut-être aussi un quasar actif si nous parlons d'un centre de galaxie.


Combien de planètes semblables à la Terre existent dans l'univers ?

Le télescope spatial Kepler de la NASA a passé neuf ans dans l'espace lointain à collecter des données qui ont révélé que notre ciel nocturne était rempli de milliards de planètes cachées

Le télescope spatial Kepler de la NASA a passé neuf ans dans l'espace lointain à collecter des données qui ont révélé que notre ciel nocturne était rempli de milliards de planètes cachées

Une nouvelle étude menée par des chercheurs de l'Université Brigham Young et de l'Université d'État de Pennsylvanie fournit l'estimation la plus précise du nombre de planètes semblables à la Terre dans l'univers. L'équipe a examiné la fréquence des planètes similaires à la Terre en taille et en distance de leur étoile hôte, des étoiles similaires à notre Soleil. Connaître la vitesse à laquelle ces planètes potentiellement habitables se produisent sera important pour la conception de futures missions astronomiques visant à caractériser les planètes rocheuses voisines autour d'étoiles semblables au Soleil qui pourraient abriter la vie.

Des milliers de planètes ont été découvertes par le télescope spatial Kepler de la NASA. Kepler, qui a été lancé en 2009 et retiré par la NASA en 2018 lorsqu'il a épuisé ses réserves de carburant, a observé des centaines de milliers d'étoiles et identifié des planètes en dehors de notre système solaire – des exoplanètes – en documentant les événements de transit. Les événements de transit se produisent lorsque l'orbite d'une planète passe entre son étoile et le télescope, bloquant une partie de la lumière de l'étoile de sorte qu'elle semble s'assombrir. En mesurant la quantité de gradation et la durée entre les transits et en utilisant des informations sur les propriétés de l'étoile, les astronomes caractérisent la taille de la planète et la distance entre la planète et son étoile hôte.

"Nous voulions comprendre les planètes d'autres étoiles, en particulier la quantité, la taille et si elles sont proches de leurs étoiles respectives", a déclaré Darin Ragozzine, professeur d'astronomie BYU et co-auteur de l'étude. « Cependant, nous ne pouvons pas simplement prendre les informations trouvées dans le télescope. Kepler a en fait trouvé plus de planètes plus grandes alors qu'en fait il y a plus de petites planètes là-bas, elles sont juste plus difficiles à voir.

Pour surmonter cet obstacle, les chercheurs ont conçu une nouvelle méthode pour déduire le taux d'occurrence des planètes sur une large gamme de tailles et de distances orbitales. Le nouveau modèle simule des « univers » d'étoiles et de planètes, puis « observe » ces univers simulés pour déterminer combien de planètes auraient été découvertes par Kepler dans chaque « univers ».

"Une fois que nous savons à quel point nous pouvons détecter une planète, nous pouvons alors prédire combien d'autres planètes comme celle-ci existent", a déclaré Ragozzine. "C'était l'objectif principal de la mission Kepler, déterminer les fréquences de ces planètes."

Les résultats de cette étude sont particulièrement pertinents pour la planification de futures missions spatiales visant à caractériser des planètes potentiellement semblables à la Terre. Alors que la mission Kepler a découvert des milliers de petites planètes, la plupart sont si éloignées qu'il est difficile pour les astronomes d'apprendre des détails sur leur composition et leurs atmosphères.

« Nous avons découvert qu'environ dix pour cent des étoiles ont une planète qui est à peu près de la même taille que la Terre et reçoit à peu près la même quantité de lumière solaire que la Terre. On en parle depuis longtemps, mais jusqu'à Kepler, il n'y avait aucune donnée pour le soutenir », a déclaré Ragozzine. « Nous avons maintenant des chiffres réels qui nous aident vraiment à comprendre que les planètes comme la Terre sont très courantes. »

Un article décrivant le modèle apparaît dans Le journal astronomique, qui a été co-écrit par Ragozzine et l'étudiant BYU Keir Ashby, ainsi que par des chercheurs de Penn State.


À quel âge les planètes supportant la vie ont-elles pu se former ? - Astronomie

Y a-t-il de la vie sur d'autres mondes ? Si d'autres planètes peuvent soutenir chimiquement la vie telle que nous la connaissons ici sur terre, quel est le rapport avec l'origine de la vie elle-même ?

Les scientifiques ont longtemps spéculé sur la théorie selon laquelle la vie dans sa forme la plus primitive pourrait être la prochaine étape de l'évolution cosmique après la formation des planètes. Bien qu'il ne s'agisse encore que d'une théorie, de nouvelles idées sur l'origine planétaire et les récentes découvertes en chimie l'ont confortée.

Par exemple, à quarante millions de kilomètres de la Terre, au moment d'écrire ces lignes, se trouve Mars, une planète plus froide que la Terre, sans oxygène dans son atmosphère et avec peu d'eau à sa surface. Un homme transporté sur Mars haleterait et mourrait – et la plupart des autres organismes familiers périraient également.

Pourtant, pendant plus d'un demi-siècle, les astronomes ont observé de légères variations saisonnières de couleur sur la planète, des variations apparemment coïncidant avec la disponibilité de l'eau. Ceux-ci ont été interprétés comme des preuves de la vie végétale sur Mars, une vie spécifiquement adaptée aux rigueurs de l'environnement martien. Si les changements de couleur signalés sont réels, il ne semble pas y avoir d'autre interprétation raisonnable.

De plus, les observations spectroscopiques marginales de W. M. Sinton suggèrent qu'il pourrait y avoir des molécules avec des liaisons C-H à la surface de Mars. Le carbone et l'hydrogène sont des éléments fondamentaux pour tous les organismes terrestres, et la liaison chimique qui les combine est essentielle pour la structure des protéines, des acides nucléiques et d'autres éléments biologiques. Est-il possible, alors, que le même genre de vie, similaire dans sa composition chimique de base, ait pris naissance deux fois dans le même système solaire ? Bien que spéculatif dans certains de ses détails, le schéma général de l'évolution cosmique est assez bien établi.

L'évolution cosmique commence par un énorme nuage de poussière cosmique, tel qu'il existe aujourd'hui entre les étoiles. Un tel nuage a une abondance « cosmique » d'éléments, étant principalement composé d'hydrogène et d'hélium, avec seulement un petit mélange d'éléments plus lourds. Ici et là, la matière sera un peu plus dense que dans les régions voisines. Les régions les plus diffuses seront attirées gravitationnellement par les régions les plus denses, qui, en conséquence, augmenteront en taille et en masse. Au fur et à mesure que la matière afflue vers le noyau central en condensation, la conservation du moment angulaire entraînera une rotation de plus en plus rapide de toute la région, noyau et matière en écoulement.

De plus, à mesure que de grandes quantités de matière continuent à entrer en collision avec le noyau, sa température augmentera régulièrement. Après peut-être cent millions d'années, la température au centre du nuage aura atteint une quinzaine de millions de degrés. C'est la température d'inflammation pour les réactions thermonucléaires (telles que la conversion de l'hydrogène en hélium dans la bombe à hydrogène). À ce moment-là, le noyau du nuage deviendra une étoile, « s'allumant » et rayonnant de la lumière et de la chaleur dans l'espace voisin. Si la rotation est suffisamment rapide, l'étoile en formation se séparera sous certaines conditions en parties plus petites, produisant un système d'étoiles doubles ou multiples.

Maintenant que l'étoile se forme, il y a toujours un grand nuage de poussière entourant l'étoile et tournant avec elle. Dans ce nuage, la nébuleuse solaire, de petites régions plus denses commencent à attirer la matière voisine, comme dans la formation d'étoiles. Cependant, les protoplanètes qui se développent à partir de ces régions (dans le champ gravitationnel de l'étoile voisine), ne s'élèvent jamais par chauffage collisionnel jusqu'à la température d'inflammation thermonucléaire, et deviennent ainsi des planètes et non des étoiles.

Gerard P. Kuiper, professeur d'astronomie à l'observatoire Yerkes, a décrit comment les planètes se sont formées de cette manière ces dernières années. Dans les protoplanètes en formation, les éléments les plus lourds auraient tendance à couler vers le centre, laissant l'hydrogène et l'hélium beaucoup plus abondants comme principaux constituants de l'atmosphère entourant les nouvelles planètes. Lorsque l'étoile nouvellement formée « s'allumera », la pression de rayonnement aura tendance à souffler cette atmosphère.

Cependant, si la protoplanète est très massive ou très éloignée du soleil, l'attraction gravitationnelle de la protoplanète pour une molécule de gaz peut être supérieure à la force du rayonnement essayant de la chasser, et la protoplanète peut conserver une atmosphère. Cette atmosphère peut être résiduelle de la proto-atmosphère, ou peut être due à des exhalations gazeuses de l'intérieur de la planète. Par exemple, l'atmosphère actuelle de la Terre est due aux exhalations. L'atmosphère actuelle de Jupiter est résiduelle.

De cette manière, on peut comprendre, en général, les atmosphères des planètes de ce système solaire :

  1. Mercure: Pas massif, proche du soleil, conserve une atmosphère négligeable.
  2. Vénus: Plus massif que Mercure, plus éloigné du soleil, ne retient que le gaz lourd, le dioxyde de carbone.
  3. Terre: Conserve les gaz plus légers, l'azote, l'oxygène et la vapeur d'eau, mais a perdu presque tout l'hydrogène et l'hélium.
  4. Mars: Bien que plus éloignée du soleil, elle est moins massive que la Terre ou Vénus, et ne retient donc principalement que le gaz lourd, le dioxyde de carbone.
  5. Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune: Beaucoup plus éloignées du soleil et très massives, elles retiennent beaucoup d'hydrogène et d'hélium, tandis que les autres planètes ont perdu le leur.

Un fait à propos de notre système solaire qui a sonné le glas de nombreuses cosmogonies est le fait que bien que plus de 99 % de la masse du système solaire se trouvent dans le soleil, plus de 98 % du moment angulaire du système se trouve dans le planètes. C'est comme si l'inertie de rotation avait été transférée du soleil aux planètes. H. Alfven a expliqué cela comme un freinage magnétique de la rotation du soleil, dû à l'interaction de « son champ magnétique avec la nébuleuse solaire ionisée. Sur cette base, l'existence d'une nébuleuse solaire à partir de laquelle se forment des systèmes planétaires fera tourner de plus en plus lentement l'étoile centrale.

Or l'origine des planètes doit dépendre de la température de l'étoile centrale. S'il fait trop froid, l'atmosphère des protoplanètes ne sera pas emportée, entraînant peut-être la formation d'un système de planètes similaire à Jupiter, mais encore plus grand et plus massif. D'un autre côté, si l'étoile est trop chaude, la pression de rayonnement dispersera rapidement la nébuleuse solaire, laissant, le cas échéant, de petites planètes sans atmosphère ou un système de millions de minuscules astéroïdes. Pour que les planètes se forment, la température de l'étoile doit se situer entre ces extrêmes.

Il y a une autre raison de croire que les étoiles chaudes n'ont pas de planètes. Si la formation de systèmes planétaires et le ralentissement de la rotation stellaire découlent tous deux de l'existence de nébuleuses solaires, alors nous devrions nous attendre à ce que les étoiles chaudes qui dissipent leurs nébuleuses solaires et ne forment pas de planètes tournent plus vite. C'est exactement ce qui est observé ! Plus l'étoile est chaude, plus la rotation est rapide. Les étoiles plus froides tournent plus lentement que prévu.

À une température d'environ 7 000 degrés, caractéristique de ce qu'on appelle les étoiles F, il y a une forte diminution soudaine des vitesses de rotation moyennes, et il est possible, peut-être, qu'en dessous de cette température toutes les étoiles conservent suffisamment de leurs nébuleuses solaires pour former des planètes, (à condition qu'ils n'aient pas utilisé leurs nébuleuses solaires pour former des systèmes solaires doubles ou multiples).

Le nombre de telles étoiles est compris entre un et dix pour cent du nombre total d'étoiles, ce qui suggère qu'il y a jusqu'à dix milliards de systèmes solaires dans notre seule galaxie. Parmi ceux-ci, peut-être un pour cent, ou 100 millions ont des planètes comme la terre. Quelle est la probabilité de vie sur ces mondes ?

Puisque l'élément le plus abondant, cosmiquement, est l'hydrogène, l'atmosphère des premières protoplanètes de tout système doit contenir beaucoup d'hydrogène et de composés d'hydrogène. Les composés hydrogène du carbone, de l'azote et de l'oxygène sont probablement les composés hydrogène les plus abondants dans la proto-atmosphère. Il s'agit respectivement du méthane, CH4, de l'ammoniac, NH3, et de la vapeur d'eau, H20.

En 1953, Stanley Miller, PhD'54, alors étudiant diplômé travaillant sous la direction du professeur Harold C. Urey a montré que lorsque l'hydrogène, le méthane, l'ammoniac et la vapeur d'eau sont mélangés et alimentés en énergie, certains composés organiques fondamentaux sont produits. (La source d'énergie dans les protoatmosphères est probablement la lumière ultraviolette du soleil autour de laquelle tourne la protoplanète.)

Ces composés sont presque tous des acides aminés, les éléments constitutifs biochimiques à partir desquels les protéines sont construites. Il y a aussi des raisons de croire que les acides aminés conduisent à la formation de purines et de pyrimidines, qui sont à leur tour des éléments constitutifs des acides nucléiques. Les protéines et les acides nucléiques sont les deux constituants fondamentaux de la vie telle que nous la connaissons sur terre. Les matériaux héréditaires tels que les gènes et les chromosomes sont composés peut-être exclusivement d'acides nucléiques et de protéines. De plus, les enzymes, qui catalysent des réactions chimiques lentes et rendent ainsi possibles des formes de vie complexes, sont toujours des protéines.

Des expériences d'importance comparable à celles de Miller ont été réalisées par S. W. Fox. Fox a appliqué de la chaleur, comprise entre 100 et 200 degrés centigrades, à des molécules simples, telles que celles synthétisées par Miller. Cette procédure simple a produit de petites quantités de molécules organiques complexes qui se trouvent être largement distribuées dans tous les organismes terrestres. Fox a notamment produit de l'acide uréidosuccinique, un intermédiaire clé dans la synthèse des acides nucléiques. Les températures requises par Fox peuvent facilement être fournies par le chauffage radioactif de la croûte de la planète. Il est prouvé qu'un tel chauffage radioactif fait partie de l'évolution initiale de toutes les planètes.

Maintenant, il est vraiment frappant de constater que les molécules produites par Miller et Fox sont précisément les molécules nécessaires pour former la vie telle que nous la connaissons. Presque aucune molécule n'a été produite qui ne soit fondamentalement impliquée dans les organismes terrestres modernes.

Les processus décrits par Miller et Fox se produiraient probablement sur au moins une planète de chaque étoile de température modérée. Tout ce qu'il faut, c'est un moyen de rassembler les molécules produites par ces processus dans un endroit où elles peuvent interagir. Un milieu liquide à la surface de la planète sert admirablement cet objectif. Les molécules produites dans l'atmosphère tomberaient dans ces corps liquides, et les molécules produites sur terre par l'application de chaleur y seraient également lavées. Bien que des mers d'ammoniac liquide ou d'acide fluorhydrique soient utiles, il peut être démontré que les mers d'eau seraient les plus efficaces pour collecter et préserver les biomolécules.

La seule planète de chaque système que nous considérons possédait probablement des mers d'eau liquide au début de son histoire, et donc sur de telles planètes on peut s'attendre à la production de protéines et d'acides nucléiques.

Maintenant, les protéines et les acides nucléiques ont des propriétés inhabituelles à notre connaissance, que l'on ne trouve dans aucune autre molécule. Ils peuvent former une nouvelle molécule qui non seulement peut construire d'autres molécules identiques à partir de la matière flottant dans la mer qui l'entoure, mais qui, si elle est modifiée d'une manière ou d'une autre, peut également construire des copies de sa structure modifiée. Une telle molécule ou collection de molécules mutante et autoreproductrice doit subir une sélection naturelle. Pour ces raisons, il doit être identifié comme le premier être vivant sur la planète en question.

Ainsi, il pourrait y avoir 100 millions de planètes dans cette seule galaxie sur lesquelles s'épanouissent des organismes au moins biochimiquement apparentés à nous-mêmes. D'autre part, en raison de la sélection naturelle, ces organismes doivent être bien adaptés, chacun à son propre environnement. Étant donné que même de légères différences dans l'environnement finissent par entraîner des différences extrêmes dans la structure des organismes, nous ne devrions pas accepter que les formes de vie extraterrestres ressemblent à quelque chose de familier. Mais il y a des raisons de croire qu'ils existent.


La modélisation climatique de la NASA suggère que Vénus pourrait avoir été habitable

Vénus a peut-être eu un océan d'eau liquide peu profond et des températures de surface habitables jusqu'à 2 milliards d'années de son histoire, selon la modélisation informatique du climat ancien de la planète par des scientifiques du Goddard Institute for Space Studies de la NASA à New York.

Les résultats, publiés cette semaine dans la revue Geophysical Research Letters, ont été obtenus avec un modèle similaire au type utilisé pour prédire les futurs changements climatiques sur Terre.

"Beaucoup des outils que nous utilisons pour modéliser le changement climatique sur Terre peuvent être adaptés pour étudier les climats d'autres planètes, passés et présents", a déclaré Michael Way, chercheur au GISS et auteur principal de l'article. "Ces résultats montrent que l'ancienne Vénus était peut-être un endroit très différent de ce qu'elle est aujourd'hui."

Vénus aujourd'hui est un monde infernal. Il a une atmosphère écrasante de dioxyde de carbone 90 fois plus épaisse que celle de la Terre. Il n'y a presque pas de vapeur d'eau. Les températures atteignent 864 degrés Fahrenheit (462 degrés Celsius) à sa surface.

Les scientifiques ont longtemps théorisé que Vénus s'est formée à partir d'ingrédients similaires à ceux de la Terre, mais a suivi un chemin évolutif différent. Les mesures effectuées par la mission Pioneer de la NASA sur Vénus dans les années 1980 ont suggéré pour la première fois que Vénus avait peut-être à l'origine un océan. Cependant, Vénus est plus proche du soleil que la Terre et reçoit beaucoup plus de lumière solaire. En conséquence, l'océan primitif de la planète s'est évaporé, les molécules de vapeur d'eau ont été brisées par le rayonnement ultraviolet et l'hydrogène s'est échappé dans l'espace. En l'absence d'eau à la surface, le dioxyde de carbone s'est accumulé dans l'atmosphère, entraînant un soi-disant effet de serre incontrôlable qui a créé les conditions actuelles.

Des études antérieures ont montré que la vitesse à laquelle une planète tourne sur son axe affecte son climat habitable. Un jour sur Vénus équivaut à 117 jours terrestres. Jusqu'à récemment, on supposait qu'une atmosphère épaisse comme celle de Vénus moderne était nécessaire pour que la planète ait le taux de rotation lent d'aujourd'hui. Cependant, de nouvelles recherches ont montré qu'une atmosphère mince comme celle de la Terre moderne aurait pu produire le même résultat. Cela signifie qu'une ancienne Vénus avec une atmosphère semblable à la Terre aurait pu avoir le même taux de rotation qu'aujourd'hui.

Un autre facteur qui influe sur le climat d'une planète est la topographie. L'équipe du GISS a postulé que l'ancienne Vénus avait globalement plus de terres arides que la Terre, en particulier sous les tropiques. Cela limite la quantité d'eau évaporée des océans et, par conséquent, l'effet de serre par la vapeur d'eau. Ce type de surface semble idéal pour rendre une planète habitable, il semble y avoir eu suffisamment d'eau pour soutenir une vie abondante, avec suffisamment de terres pour réduire la sensibilité de la planète aux changements de la lumière solaire entrante.

Way et ses collègues du GISS ont simulé les conditions d'une hypothétique Vénus primitive avec une atmosphère similaire à celle de la Terre, un jour aussi long que le jour actuel de Vénus et un océan peu profond conforme aux premières données du vaisseau spatial Pioneer. Les chercheurs ont ajouté des informations sur la topographie de Vénus à partir de mesures radar prises par la mission Magellan de la NASA dans les années 1990, et ont rempli les basses terres d'eau, laissant les hautes terres exposées comme des continents vénusiens. L'étude a également pris en compte un ancien soleil qui était jusqu'à 30 % plus faible. Même ainsi, l'ancienne Vénus recevait encore environ 40 % de lumière solaire en plus que la Terre aujourd'hui.

"Dans la simulation du modèle GISS, la rotation lente de Vénus expose sa face diurne au soleil pendant près de deux mois d'affilée", a déclaré le co-auteur et collègue scientifique du GISS, Anthony Del Genio. « Cela réchauffe la surface et produit de la pluie qui crée une épaisse couche de nuages, qui agit comme un parapluie pour protéger la surface d'une grande partie du chauffage solaire. Le résultat est des températures climatiques moyennes qui sont en fait quelques degrés plus froides que celles de la Terre aujourd’hui. »

La recherche a été effectuée dans le cadre du programme Planetary Science Astrobiology de la NASA par le biais du programme Nexus for Exoplanet System Science (NExSS), qui vise à accélérer la recherche de la vie sur des planètes en orbite autour d'autres étoiles, ou exoplanètes, en combinant les connaissances des domaines de l'astrophysique, sciences planétaires, héliophysique et sciences de la Terre. Les résultats ont des implications directes pour les futures missions de la NASA, telles que le satellite Transiting Exoplanet Survey et le télescope spatial James Webb, qui tenteront de détecter d'éventuelles planètes habitables et de caractériser leurs atmosphères.

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Des fragments nucléaires pourraient aider à découvrir les origines des planètes vitales

Nouvelle recherche publiée aujourd'hui dans la revue Lettres d'examen physique décrit comment la recréation des isotopes qui se produisent lorsqu'une étoile explose peut aider les physiciens à comprendre où peuvent se trouver des éléments vitaux dans l'espace.

Pour la première fois, une équipe de recherche dirigée par le RIKEN Nishina Center de l'Université de Surrey au Japon et l'Université de Beihang, a pu observer les isotopes de certains produits chimiques élémentaires formés lors de l'explosion d'une étoile. Les isotopes de ces éléments (samarium et gadolinium) sont des traceurs sensibles de la façon dont les étoiles explosent et aident donc à comprendre l'origine des éléments lourds nécessaires au maintien de la vie dans l'univers.

Zena Patel, doctorante à l'Université de Surrey, qui a dirigé l'analyse des données, a déclaré : « La physique nucléaire importante et passionnante que nous apprenons de ces expériences nous en apprendra beaucoup sur l'univers que nous voyons aujourd'hui.

Le professeur Phil Walker, co-auteur de l'Université de Surrey, a déclaré : « Notre travail consistait à recréer certains des isotopes qui se forment lorsqu'une étoile explose. Cela a été fait en accélérant l'uranium à 70 % de la vitesse de la lumière et en le faisant entrer en collision une cible métallique. En analysant les fragments laissés sur place à l'aide d'un microscope à rayons gamma, nous avons découvert que cette réaction entraînait la création d'isotopes exotiques dont la structure n'avait jamais été étudiée auparavant. Cela permet de cartographier la voie de création d'éléments essentiels pour soutenir la vie.

"Notre étude démontre essentiellement comment la poussière d'étoiles - les restes d'étoiles explosées - joue un rôle dans la formation de planètes vitales. Ce n'est qu'une découverte dans un long processus, mais elle ouvrira la voie à d'autres travaux de compréhension. les conditions nécessaires à la vie dans l'univers."


Biomarqueurs

Nos observations suggèrent de plus en plus que les planètes de la taille de la Terre en orbite dans la zone habitable peuvent être courantes dans la Galaxie – les estimations actuelles suggèrent que plus de 40 % des étoiles en ont au moins une. Mais l'un d'entre eux est-il habité ? N'ayant pas la possibilité d'y envoyer des sondes pour échantillonner, nous devrons dériver la réponse de la lumière et des autres rayonnements qui nous parviennent de ces systèmes lointains (Figure 6). Quels types d'observations pourraient constituer de bonnes preuves de la vie ?

Figure 6 : La Terre vue par Voyager 1 de la NASA. Dans cette image, prise à 4 milliards de kilomètres de distance, la Terre apparaît sous la forme d'un "point bleu pâle" représentant moins d'un pixel de lumière. Cette lumière révélerait-elle la Terre comme un monde habitable et habité ? Notre recherche de la vie sur les exoplanètes dépendra de notre capacité à extraire des informations sur la vie à partir de la faible lumière des mondes lointains. (crédit : modification de travaux par NASA/JPL-Caltech)

Certes, nous devons rechercher des biosphères robustes (atmosphères, surfaces et/ou océans) capables de créer des changements à l'échelle de la planète. La Terre abrite une telle biosphère : la composition de notre atmosphère et le spectre de la lumière réfléchie par notre planète diffèrent considérablement de ce à quoi on s'attendrait en l'absence de vie. À l'heure actuelle, la Terre est le seul corps de notre système solaire pour lequel cela est vrai, malgré la possibilité que des conditions habitables puissent prévaloir dans le sous-sol de Mars ou à l'intérieur des lunes glacées du système solaire externe. Même si la vie existe sur ces mondes, il est très peu probable qu'elle puisse produire des changements à l'échelle planétaire qui soient à la fois observables au télescope et d'origine clairement biologique.

Ce qui rend la Terre « spéciale » parmi les mondes potentiellement habitables de notre système solaire, c'est qu'elle possède une biosphère photosynthétique. Cela nécessite la présence d'eau liquide à la surface de la planète, où les organismes ont un accès direct à la lumière du soleil. Le concept de zone habitable se concentre sur cette exigence d'eau liquide de surface - même si nous savons que des conditions habitables souterraines pourraient prévaloir sur des orbites plus éloignées - précisément parce que ces mondes auraient des biosphères détectables à distance.

En effet, les plantes et les micro-organismes photosynthétiques sont si abondants à la surface de la Terre qu'ils affectent la couleur de la lumière que notre planète réfléchit dans l'espace - nous semblons plus verts dans les longueurs d'onde visibles et réfléchissons plus de lumière proche infrarouge que nous ne le ferions autrement. De plus, la photosynthèse a modifié l'atmosphère terrestre à grande échelle : plus de 20 % de notre atmosphère provient du déchet photosynthétique, l'oxygène. Des niveaux aussi élevés seraient très difficiles à expliquer en l'absence de vie. D'autres gaz, tels que l'oxyde nitreux et le méthane, lorsqu'ils sont trouvés simultanément avec l'oxygène, ont également été suggérés comme indicateurs possibles de la vie. Lorsqu'ils sont suffisamment abondants dans une atmosphère, ces gaz pourraient être détectés par leur effet sur le spectre de la lumière qu'une planète émet ou réfléchit. (Comme nous l'avons vu dans le chapitre sur les exoplanètes, les astronomes commencent aujourd'hui à avoir la capacité de détecter le spectre des atmosphères de certaines planètes en orbite autour d'autres étoiles.)

Les astronomes ont donc conclu que, au moins initialement, une recherche de vie en dehors de notre système solaire devrait se concentrer sur des exoplanètes qui ressemblent autant que possible à la Terre - des planètes de la taille de la Terre en orbite dans la zone habitable - et rechercher la présence de gaz l'atmosphère ou les couleurs dans le spectre visible qui sont difficiles à expliquer sauf par la présence de la biologie. Simple, non ? En réalité, la recherche de la vie d'une exoplanète pose de nombreux défis.

Comme vous pouvez l'imaginer, cette tâche est plus difficile pour les systèmes planétaires plus éloignés et, en termes pratiques, cela limitera notre recherche aux mondes habitables les plus proches du nôtre. Si nous devenions limités à un très petit nombre de cibles proches, il deviendra également important de considérer l'habitabilité des planètes en orbite autour des naines M dont nous avons parlé ci-dessus.

Si nous parvenons à séparer un signal propre de la planète et à trouver certaines caractéristiques dans le spectre lumineux qui pourraient indiquer la vie, nous devrons travailler dur pour penser à tout processus non biologique qui pourrait les expliquer. "La vie est l'hypothèse de dernier recours", a noté l'astronome Carl Sagan, ce qui signifie que nous devons épuiser toutes les autres explications de ce que nous voyons avant de prétendre avoir trouvé des preuves de la biologie extraterrestre. Cela nécessite une certaine compréhension des processus qui pourraient opérer sur des mondes que nous saurons relativement peu sur ce que nous trouvons sur Terre peut servir de guide mais a également le potentiel de nous égarer (Figure 7).

Rappelons, par exemple, qu'il serait extrêmement difficile de rendre compte de l'abondance d'oxygène dans l'atmosphère terrestre si ce n'est par la présence de la biologie. Mais il a été émis l'hypothèse que l'oxygène pourrait s'accumuler à des niveaux substantiels sur les planètes en orbite autour d'étoiles naines M par l'action du rayonnement ultraviolet sur l'atmosphère - sans avoir besoin de biologie. Il sera essentiel de comprendre où de tels « faux positifs » pourraient exister dans le cadre de notre recherche.

Nous devons comprendre que nous pourrions ne pas être en mesure de détecter les biosphères même si elles existent. La vie a prospéré sur Terre pendant peut-être 3,5 milliards d'années, mais les « biosignatures » atmosphériques qui, aujourd'hui, fourniraient de bonnes preuves de la vie aux astronomes lointains n'ont pas été présentes pendant tout ce temps. L'oxygène, par exemple, s'est accumulé à des niveaux détectables dans notre atmosphère il y a seulement un peu plus de 2 milliards d'années. La vie sur Terre aurait-elle pu être détectée avant cette époque ? Les scientifiques travaillent activement pour comprendre quelles caractéristiques supplémentaires auraient pu fournir des preuves de la vie sur Terre au cours de cette histoire ancienne, et ainsi améliorer nos chances de trouver de la vie au-delà.

Figure 7: Spectrum of Light Transmitted through Earth’s Atmosphere. This graph shows wavelengths ranging from ultraviolet (far left) to infrared. The many downward “spikes” come from absorption of particular wavelengths by molecules in Earth’s atmosphere. Some of these compounds, like water and the combination oxygen/ozone and methane, might reveal Earth as both habitable and inhabited. We will have to rely on this sort of information to seek life on exoplanets, but our spectra will be of much poorer quality than this one, in part because we will receive so little light from the planet. (credit: modification of work by NASA)

Key concepts and summary

The search for life beyond Earth offers several intriguing targets. Mars appears to have been more similar to Earth during its early history than it is now, with evidence for liquid water on its ancient surface and perhaps even now below ground. The accessibility of the martian surface to our spacecraft offers the exciting potential to directly examine ancient and modern samples for evidence of life. In the outer solar system, the moons Europa and Enceladus likely host vast sub-ice oceans that may directly contact the underlying rocks—a good start in providing habitable conditions—while Titan offers a fascinating laboratory for understanding the sorts of organic chemistry that might ultimately provide materials for life. And the last decade of research on exoplanets leads us to believe that there may be billions of habitable planets in the Milky Way Galaxy. Study of these worlds offers the potential to find biomarkers indicating the presence of life.

Glossary

biomarker: evidence of the presence of life, especially a global indication of life on a planet that could be detected remotely (such as an unusual atmospheric composition)

habitable zone: the region around a star in which liquid water could exist on the surface of terrestrial-sized planets, hence the most probable place to look for life in a star’s planetary system


The planet hunters

Observing from Earth, and from orbit

The very first planets detected around other stars were wild, extreme worlds. Some orbited a spinning stellar corpse &ndash the core of an exploded star &ndash called a pulsar, and were regularly raked by pulses of radiation. Another, a scorching gas giant with about half the heft of our own planet Jupiter, hugged its star so tightly that a year, once around the star, took only four days.

Their extreme nature, however, also made them easier to find with the early planet-hunting technology of the 1980s and &rsquo90s. Ground-based observatories took the reins, providing the historic first burst of exoplanet discovery. The technology got better and the planet count ran into the hundreds. Still, Earth&rsquos thick atmosphere and its rippling interference kept even the best ground-based telescopes from seeing more clearly.

Lifting our telescopes above the veil of Earth's atmosphere revealed a dazzling universe across the light spectrum. It also extended our reach in the search for planets around other stars. Now we count these confirmed distant worlds &ndash exoplanets &ndash in the thousands, many of them about the size of Earth and orbiting in their stars&rsquo "habitable zones." The next generation of space telescopes will open new windows in the search for life as we peer into the atmospheres of these planets, and taste their skies.

Historic timeline

Legacy of light: Hubble

NASA's Hubble Space Telescope, marking its 30th anniversary in orbit in 2020, was a pioneer in the search for planets around other stars Hubble even has been used to make some of the earliest profiles of exoplanet atmospheres.

Kepler and K2

Another space explorer, NASA's Kepler Space Telescope, made history with its discovery of thousands of exoplanets, searching for tiny dips in starlight as the planets crossed the faces of their stars. In its first mission, from 2009 to 2013, Kepler monitored more than 150,000 stars, watching for tiny dips in starlight as planets crossed in front of their stars. The first mission ended in 2013 when technical problems caused the spacecraft to lose much of its pointing ability. In 2014, it began its second mission, dubbed K2, and continued discovering exoplanets despite its diminished directional capability. Decommissioned in 2018, Kepler remains credited with discovering the most exoplanets of any mission so far &ndash more than 2,600. Researchers are still finding planets in Kepler&rsquos data and will continue to for years.

Spitzer

Spitzer probed the heavens in the infrared portion of the spectrum, capturing images of newborn stars nestled inside thick clouds of dust along with millions of other images. The space telescope was retired in 2020 &ndash although, like Kepler, the data it gathered will be mined by scientists for years to come, likely yielding a continuing stream of discovery.

One of NASA's four Great Observatories, a distinction it shares with Hubble, Chandra and the Compton Gamma Ray Observatory, Spitzer proved a powerful contributor to the hunt for exoplanets and analysis of their atmospheres. Among its most celebrated work is the detection of seven planets roughly the size of Earth orbiting a star called TRAPPIST-1 Spitzer was able to determine both the masses and densities of these worlds. It ended its 16-year observing run in January 2020.

Taking the baton: TESS

The Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) picked up where Kepler and K2 left off, again conducting a grand survey of the sky. But while Kepler in a sense drilled core-samples into the heavens &ndash taking deep, penetrating looks into small patches &ndash TESS's star pictures are painted in broad strokes. TESS is conducting a nearly all-sky survey in sequential segments, first the dome of stars that would be seen from the Southern Hemisphere, then the Northern. Its mission is to find planets around brighter, closer stars, again by searching for shadows: the incredibly tiny subtraction of light from a star when a planet crosses in front of it.

During its 4-year prime mission, Kepler was a statistical transit survey designed to determine the frequency of Earth-sized planets around other stars. Kepler revealed thousands of exoplanets orbiting stars in its 115 square degree field-of view, which covered about 0.25 percent of the sky. While Kepler was revolutionary in its finding that Earth-to-Neptune-sized planets are common, the bulk of the stars in the Kepler field lie at distances of hundreds to thousands of light-years, making it difficult to obtain ground-based follow-up observations for many systems.

TESS is designed to survey more than 85% of the sky (an area of sky 400 times larger than covered by Kepler) to search for planets around nearby stars (within about 200 light-years). TESS stars are typically 30-100 times brighter than those surveyed by Kepler. Planets detected around these stars are therefore far easier to characterize with follow-up observations, resulting in refined measurements of planet masses, sizes, densities, and atmospheric properties.

Partnerships &ndash from the ground up

NASA works with partners across the country and around the world to investigate exoplanets &ndash whether studying them from space or from the ground.

Collaborating with ground-based telescope teams is essential. When the TESS space telescope captures evidence of a new exoplanet, observations from the ground not only can confirm its existence but tell us more about the planet itself. Measurements of the planet's "mass," or heft, can be combined with TESS' measurement of its diameter, yielding its density. That, in turn, can tell us whether it's a gas planet, like Neptune, or a more dense, rocky world like ours.

Ground-based telescopes that have helped confirm and characterize exoplanets, or will soon, include the Magellan II at Las Campanas Observatory in Chile, the NEID instrument on the WIYN telescope at Kitt Peak, Arizona, the Keck Observatory on Mauna Kea, Hawaii, and the Hale Telescope at the Palomar Observatory in Southern California to name just a few among dozens. They will work with space-based telescopes &ndash TESS and, soon, the James Webb Space Telescope &ndash to provide details of exoplanet atmospheres, composition and other vital statistics.

Missions to come

Powerful next-generation instruments will bring us closer to what would be a long-anticipated, profound discovery: a small, rocky, habitable world somewhere in the galaxy with an atmosphere that reminds us of our own.

James Webb Space Telescope

This giant spacecraft could cover a typical tennis court with its sunshield fully deployed. It's set to launch from French Guiana in 2021. Atop the sunshield will be the largest primary mirror ever sent into space &ndash some 6.5 meters (21 feet, 4 inches) across. Seeing the universe in infrared light, the Webb telescope is expected to become the premiere observatory of the decade, studying billions of years of the universe's history and reaching back nearly to the Big Bang. It will reveal details of the formation of planetary systems like our own, and even sample (via the rainbow spectrum of captured light) the composition of exoplanet atmospheres.

A space-based platform: the Roman telescope

A space-based platform: the Roman telescope

A telescope powerhouse now under development could open new windows of knowledge when it launches, as soon as the mid-2020s. And the Nancy Grace Roman Space Telescope &ndash formerly known as WFIRST &ndash will have a wide window indeed, about 100 times the field of view of the Hubble Space Telescope.

The Roman telescope, named for a NASA pioneer, will probe the depths of dark matter and dark energy &ndash mysterious, mostly unknown phenomena that make up most of the universe &ndash as well as making direct images and other observations of exoplanets as part of a technology demonstration. At the heart of its mission: the star-dense interior of the Milky Way galaxy, where the telescope could find thousands of exoplanets through gravitational microlensing.


Ask Ethan: Were Mars And Venus Ever Living Planets?

While Mars is known as a frozen, red planet today, it has all the evidence we could ask for of a . [+] watery past, lasting for approximately the first 1.5 billion years of the Solar System. Could it have been Earth-like, even to the point of having had life on it, for the first third of our Solar System's history?

One of the most elusive questions in all of science is the question of life in the Universe. We know that it exists on Earth, that every extant living organism on Earth descended from the same common ancestor going back billions of years, and that life has been on Earth continuously for over 4 billion years: at least 90% of our planet’s existence. But we don’t know how ubiquitous life is at all. We have no information about life on other worlds in our Solar System, on life in other Solar Systems, or on intelligent life anywhere else in the Universe. All we have are constraints on what could be out there.

Every planet that could have had life on it, at any point, represents a chance for life to develop. We know Earth was one of those chances that panned out, but at least two other worlds in our young Solar System — Mars and Venus — represented potential chances as well. Could they have had life on them, if not now, than in our distant past? That’s what Carol Lake wants to know, writing in to ask:

“Could it be possible that Mars and Venus were living worlds? Like Earth climate change is killing it so climate change is going to kill all living things and then Earth will become just another planet that the new life wonders about the possibility of us?”

It’s an interesting question to explore, as both Mars and Venus did suffer catastrophic climate events billions of years ago. Here’s what remains possible based on what we know.

Although we now believe we understand how the Sun and our solar system formed, this early view is an . [+] illustration only. When it comes to what we see today, all we have left are the survivors. What was around in the early stages was far more plentiful than what survives today.

JOHNS HOPKINS UNIVERSITY APPLIED PHYSICS LABORATORY/SOUTHWEST RESEARCH INSTITUTE (JHUAPL/SWRI)

Let’s go way, way back some 4.6 billion years: back to the earliest days of our Solar System’s formation. When Solar Systems like our own first form, there are a number of things that must occur in a particular order. In the case of what gave rise to our Solar System, we believe this is what had to occur:

There Is Only One Other Planet In Our Galaxy That Could Be Earth-Like, Say Scientists

29 Intelligent Alien Civilizations May Have Already Spotted Us, Say Scientists

Explained: Why This Week’s ‘Strawberry Moon’ Will Be So Low, So Late And So Luminous

  1. a molecular cloud of gas contracts under its own gravity,
  2. the regions with the greatest concentrations of matter collapse more quickly,
  3. leading to the formation of new stars and star systems in the regions of greatest collapse,
  4. where the largest mass clumps grow fastest, becoming the most massive stars,
  5. but smaller clumps grow slower, becoming lower-mass stars,
  6. and that one of those smaller clumps, with only one large initial (central) mass, became the proto-star that would grow into our Sun.

That central mass will continue to grow, emitting copious amounts of radiation and slowly heat up in its core. As material continues to gently fall onto the central proto-star, a circumstellar disk emerges around it. Gravitational instabilities will form in that disk, leading to planetesimals: the seeds of what will eventually become planets.

What happens next is not an easy process to predict, as planet formation is a chaotic process. There’s are basically three “zones” with respect to the star or proto-star that’s forming in the center, which defines what types of elements you wind up with.

  • In the innermost region, closest to the star, is what’s known as the “soot line.” Interior to this zone, many of the carbon-based molecules that are thought to be precursors to life, like polycyclic aromatic hydrocarbons, are destroyed. Only heavy elements, like metals, can survive in this innermost region.
  • Beyond that, exterior to the soot line, you can have these complex compounds, but no ices: water-ice, ammonia ice, dry ice, nitrogen ice, etc. As long as you’re still inside the frost line, those volatile compounds will be vaporized. A young Venus, Earth, and Mars were all outside the soot line but inside the frost line.
  • And exterior to the frost line, you can have all the volatile compounds there are. Various ices are fine large amounts of hydrogen and helium can easily survive when bound to a gas giant asteroid-like and comet-like bodies are common.

Over time, the planetesimals that form will gravitationally interact, grow, merge, and chaotically influence one another. Some bodies get flung into the Sun others out of the Solar System others accrete onto larger masses. Eventually, a stable planetary configuration is reached.

The early Solar System was filled with comets, asteroids, and small clumps of matter that struck . [+] practically every world around. This period, known as the late heavy bombardment, may be the mechanism responsible for bringing the majority of the water found on the inner solar system worlds to those worlds, including Earth.

In these latter stages, the volatile compounds bound onto the objects located beyond the frost line suffer two fates: they either wind up bombarding one of the surviving planets, or they wind up getting scattered elsewhere. (It’s thought that this is likely where the water found on Earth and the other inner planets comes from.) Typically, there are only two locations, long-term, where those objects wind up: exterior to the initial frost line but interior to the orbit of the next planet out, and beyond the orbit of the final planet in the solar system. These locations, in our own Solar System, correspond to the asteroid belt and the Kuiper belt/Oort cloud, respectively.

At last, we come to about 4.5 billion years ago, where in our Solar System, we had three worlds that we suspect were relatively similar. Venus, Earth, and Mars all were rocky planets, with thin-but-substantial atmospheres, water on their surfaces, some of which was likely in liquid form, and they were all extremely rich in organic compounds: the precursor molecules to life.

Earth, at left, and Venus, as seen in infrared at right, have nearly identical radii, with Venus . [+] being approximately

90-95% the physical size of Earth. However, due to its close proximity to the Sun, Venus suffered a tremendously different fate earlier on. It's possible that, about a billion years from now, Earth will finally follow suit.

Arie Wilson Passwaters/Rice University

The big question we have to ask ourselves is: what happened?

What happened, on Venus, to turn it into the hellhole of an inferno that it is today? When did it occur, how did it happen, and could there have been life thriving and surviving on that planet prior to this catastrophic event?

What happened, on Mars, to cause it to lose its atmosphere, to dry up, and to freeze, rendering the biological processes that we associate with life either impossible or so rare that we have yet to detect them?

And what’s happening now, on Earth, and does that have the potential to lead to a similar fate to either Venus or Mars: where a once habitable (or, at least, potentially habitable) planet is now totally inhospitable to life as we know it?

One thing is certain: despite all the uncertainties surrounding the origin of life on Earth, we know that once it took hold on our planet — an event that occurred more than 4 billion years ago — it survived and thrived in an unbroken chain of events that have occurred ever since. While there were many mass extinction events, they only served to make way for the surviving species to reproduce and fill the then-vacant ecological niches. Our planet remains a living one.

The Mars Orbiter Laser Altimeter (MOLA) instrument, part of Mars Global Surveyor, collected over 200 . [+] million laser altimeter measurements in constructing this topographic map of Mars. Everywhere that appears with a dark or light blue color, as well as some of the greener areas, was likely covered in water long ago.

Mars Global Surveyor MOLA team

In the early stages of our Solar System, however, Earth wasn't necessarily the only living planet. All three worlds — Venus, Earth, and Mars — experienced external impact events and had to deal with internal geologic processes. There were magnetic events in the core, continental uplifting and erosion, and the eventual presence of mountain ranges and basins. All of these worlds experienced extensive volcanic activity, which added volatile compounds and copious amounts of carbon dioxide to the atmosphere, while also creating relatively smooth ocean bottoms. All three worlds, very likely, had a watery past.

But there are three major differences between these planets that likely led to their vastly differing fates.

    One is their differing orbital distances from the Sun, with Venus orbiting at just

72% of the Earth-Sun distance and Mars orbiting much farther out, at around

This four-panel illustration shows a possible pathway for the eventual terraforming of Mars to be . [+] more Earth-like. What very likely happened in the past, however, was a reversal of this process: where a once watery, wet, and possibly life-rich Mars lost its protective magnetic field, which led to its atmosphere being stripped away. Today, liquid water is largely impossible on the Martian surface.

English Wikipedia user Ittiz

Life on a world is generally regarded as a stabilizing force, the same way that a buffer solution in chemistry prevents the addition of an acid or base from making the entire solution too acidic or too basic. Life reaches a sort of equilibrium state with its environment, where any major changes in temperature — either in the positive or negative direction — will lead to life processes working to counteract that change. Only if a major change occurs to fundamentally alter the equilibrium state, like the great oxygenation event did on Earth, what yeast cells do in an unlimited-nutrient environment, or what humans are doing with fossil fuels today, can a runaway event take place.

But on Venus and Mars, even if life was once present on those worlds, its presence was insufficient to stop the runaway processes that were very likely initiated by astrophysical and geological factors. Venus may have been a thriving world for hundreds of millions of years, possibly even as many as 2 billion, according to some. Its conditions may have been Earth-like, with liquid water on the surface and possibly a whole lot more. Similarly, Mars once had oceans, rivers, formed sedimentary rocks and hematite spherules, and was temperate and wet for at least 1.5 billion years.

This iconic photograph of the Martian blueberries, or hematite spheres, was taken by Opportunity in . [+] the lowlands of Mars. It is thought that a watery past led to the formation of these spherules, with very strong evidence coming from the fact that many of the spherules are found attached together, which ought to occur only if they had a watery origin.

JPL / NASA / Cornell University

The big question, of course, is “what happened?”

On Venus, the factor that doomed it is likely very simple: its proximity to the Sun. Given how close it is, it receives about double the amount of incident energy on every square meter of its surface compared to Earth. With even a small amount of water vapor in the atmosphere of early Venus, a large greenhouse effect would ensue, raising the temperature of Venus further. At higher temperatures, the water vapor concentration in the atmosphere increases further, which raises the temperature further as well.

Unfortunately for Venus, this process cannot simply gradually increase forever. At some critical moment, the surface temperatures on Venus will reach a critical value: about 100 °C (212 °F), or maybe a little higher depending on the atmospheric pressure at the time. When that occurs, the liquid water on the surface of Venus will begin boiling away, launching an enormous amount of water vapor — basically, the sum of all of the Venusian oceans — into the atmosphere, and that leads to a runaway greenhouse effect. All of a sudden, Venus’s atmosphere is far too hot to admit life on the surface the only place where it could theoretically have persisted is in the upper atmosphere of Venus,

60 km up or so. Whenever this occurred, any life that previously existed on Venus would likely meet its end.

NASA's hypothetical HAVOC mission: High-Altitude Venus Operational Concept. This balloon-borne . [+] mission could look for life in the cloudtops of our nearest neighbor, as the condition on Venus that are

60 km above the surface are surprisingly Earth-like in terms of pressure and temperature. As this would be above the layers of sulfuric acid, life may have persisted up here for billions of years.

NASA Langley Research Center

Meanwhile, on Mars, it receives only

43% of the energy Earth receives (from the Sun) on every square meter. In order for Mars to have been watery and wet — which there’s an overwhelming amount of geological evidence for — there must have been a substantial, thick atmosphere on Mars long ago. Only a strong greenhouse effect could have kept both the temperatures and pressures where they needed to be for liquid water to exist on the Martian surface.

The only thing that could have kept Mars’s atmosphere intact was the protection of a planet-wide magnetic field, similar to what Earth has today. Without it, Mars’s atmosphere would get stripped away by the solar wind: something that NASA’s MAVEN mission has measured directly. Due to the much smaller size of Mars compared to Earth, its core cooled much more rapidly, eventually leading to the death of the internal magnetic dynamo that actively diverts those solar particles away. Without a protective magnetic field — which we estimate died after about

1.5 billion years — practically the entire Martian atmosphere would have been stripped away in only

0.01 billion years: a cosmic blink-of-an-eye.

Without that atmosphere, the liquid water either froze or sublimated, any life either went dormant or died out, and Mars has been cold and (largely) lifeless for the

3 billion years that have passed ever since.

Mars, the red planet, has no magnetic field to protect it from the solar wind, meaning that it loses . [+] its atmosphere in a way that Earth doesn't. The timescale over which Mars will lose an Earth-like atmosphere is on the order of

10 million years only, but Earth's magnetic field should remain intact for many billions of years this mechanism will not result in the inhabitability of Earth.

Will humanity wind up destroying all life on Earth? It’s an unlikely prospect. It’s not impossible, as we’ve already entered what scientists have classified as the 6th great mass extinction. The climate is changing our wild places are disappearing (less than one-third of the Earth’s surface is now wilderness) the oceans are acidifying the CO2 concentration in the atmosphere is higher than it’s been in millions of years, and continues to increase at a record rate owing to human activities. If we’re not careful, the possibility of ecological collapse is very real, and could very well result in humanity’s eradication and possibly even the fall of mammals entirely.

But life, in some form, should still persist on our planet. Just as was the case on Venus and Mars, the “game over” moment for life on Earth will likely arise from the influence of the Sun. As time goes on and the Sun continues to burn through its nuclear fuel, it will heat up and get more luminous. After approximately another

1 billion years, give or take, its energy output will boil the Earth’s oceans as well, bringing an end to life-as-we-know-it here on our planet. While human-caused climate change might bring about our own demise, life on Earth is far more resilient. If we can survive our technological infancy, we’ll have at least many hundreds of millions of years until a planet-threatening crisis arrives. May we continue to rise to the challenge of finding a balance with nature. It’s our only hope of long-term survival.


Could Life Be 12 Billion Years Old?

Much of thesearch for life outside of Earth's biological oasis has focused on examiningthe conditions on the other planets in our solar system and probing the cosmosfor other Earth-like planets in distant planetary systems.

But oneteam of astronomers is approaching the question of lifeelsewhere in the universe by looking for life'spotential beginning.

AparnaVenkatesan, of the University of San Francisco, and Lynn Rothschild, of NASA'sAmes Research Center in Moffett Field, Calif., are using models of starformation and destruction to determine when in the roughly 13.7 billion-year historyof the universe the biogenic elements ? those essential to life as we know it ?might have been pervasive enough to allow life to form.

We can pindown the emergence of life on Earth to somewhere around 3.5 billion years ago. Venkatesanand Rothschild want to find out what happens when you broaden the question tolife throughout the universe.

"Canyou blast that open? Could you really start really talking about life in theuniverse at 12 billion years? And that's the question that we're talking about,"Rothschild said.

With basicestimates of the elements produced by the first several generations of stars,the pair has so far found that "most of [the essential elements] can becreated fairly quickly in the early universe," Venkatesan said.

Venkatesanpresented their first findings last week at the 214th meeting of the AmericanAstronomical Society in Pasadena, Calif.

For life aswe know it to form and thrive, four conditions must be met: sufficient amountsof the so-called biogenic elements, a solvent (on Earth, that solvent is liquidwater), a source of energy, and time "for the elements to build up andcreate a home and conditions for life to thrive," Venkatesan explained.

The biogenicelements include carbon, nitrogen, oxygen, phosphorous, sulfur, iron, andmagnesium.

"Carbonin particular is very interesting," Venkatesan said. Carbon is "ubiquitousin the solar system and beyond" and "is extremely versatilechemically."

Theseelements, like all elements present in the universe today, are forged in thefurnaces of stars. But not all stars make each element, and some produceelements much faster than others.

Low-massstars create all the elements on the periodic table through carbon,but because these stars live long lives, they produce the elements slowly.Intermediate mass stars tack on nitrogen through oxygen. Finally, the mostmassive stars, with their intense ovens, make all the elements up to iron and someother heavy metals. And because these stellar beasts lead such short,violent lives, they can churn out elements faster than smaller stars.

Theexplosions that end these stars' lives can vary though, and their differentsignatures indicate the amounts of metals, such as iron and nickel, involved,Venkatesan said.

It isthought that the first stars to form in the early universe were very massive.These stars would have characteristic compositions that in turn imply that theywould have specific elemental abundances "that they create in their deaththroes."

The twoscientists came up with the idea for applying the study of the first stars toastrobiology when Rothschild came to Venkatesan's department for a talk. Whiletalking at dinner that night, "we began to realize it might be really funto look at just when the first building blocks for life could be outthere," Venkatesan said. "To the best of our knowledge, we didn'tknow anyone else out there who was at the time talking about it or thinkingabout it."

Rothschilddrew up what she calls her "wish list" of elements that she considersabsolutely essential to life as we know it. Venkatesan then used currenttheories of star formation, from the first very massive stars to the stars thatformed later from the seeds sown by the first stars, to model the build up ofeach of the biogenic elements.

"Thenumber one element is carbon," Rothschild said. "And you come up withthat because they're really only two elements that have any real versatility interms of being able to create a bunch of compounds that could then form a life,and one is silicon and one is carbon."

But silicongets ruled out because it isn't as prevalent in the universe, nor as chemicallyversatile.

"Thereality check is that we're sitting on a big silicate rock, and we're not madeof silicon," Rothschild said.

Roundingout the list of must-haves are hydrogen, oxygen and nitrogen.

"Nitrogenseems to be critical. It's found in so many compounds, and that really addshuge versatility then to the suite," Rothschild said. Nitrogen, forexample, is the backbone of amino acids, which in turn are the building blocksof proteins and have been detected in interstellar space.

Secondaryand tertiary lists include phosphorus, sulfur, iron and magnesium, "andall sorts of funky things which are used a lot, but I could more easilyconceive of a system without it," Rothschild said.

They foundthat "nitrogen can actually build up very quickly," Venkatesan said.But not right at the beginning, because those first massive stars "woefullyunder-produce nitrogen." It takes later-generation stars to boost levelshigh enough to what scientists think might be needed to make the elementpervasive enough.

Carbon also"takes a little while to build up," because it needs low- andintermediate- mass stars, Venkatesan said.

While thoseearly massive stars would have had trouble producing nitrogen, they "arefairly efficient at producing iron early on. That is because they completelyblow apart," Venkatesan said.

Overall,the modeling effort found that iron and magnesium levels would have surgedearly on, with carbon taking at least 100 million years to build up.

Though thecritical masses of biogenic elements needed to allow life to form aren't known,"these amounts will be more than enough," Venkatesan said.

So byperhaps around 100 million after the universe began, many of these elements would be found insubstantial enough numbers, though the timescale may be more around 500 millionyears for carbon and the jury is still out with nitrogen.

Bettermodels and improved knowledge of the physics at work in early stars couldchange the picture somewhat, changing the timescales for the buildups of theelements and the interstellar environment they are born into.

Of course, knowingwhich elements need to be present and whether or not they are won't answer thequestion of when life might have been able to spring forth. The elements mustalso collect in pools in significant enough amounts.

"Thatfinal question is not only which elements, but what concentration do you buildup locally?" Rothschild said.

OnceRothschild comes up with estimates of the amounts of different elements likelyrequired, she and Venkatesan can use models that estimate concentrations ingalaxies and solar systems over time and see if they find any likely-lookingspots for life to form.

"Allwe need is one place in the universe that has the conditions, the prerequisites,"Rothschild said.

Solvents,such as liquid water or methane, will also have to be factored in. Venkatesansaid that in the long term, they hope to use the same methods to figure outwhen water might have existed in sufficient quantities.

There isalso the question of whether life could have thrived in the harsh,ultraviolet-dominated environments of the earlystars. Ultraviolet light is thought to have both beneficial and detrimentaleffects on life, but which might have won out in the early universe isn'tknown.

Ultimatelythe question will become, "can we build up the building blocks" earlyon, Venkatesan said. Though answering that question will take some time, itcould have a substantial impact on studies of the early universe, exoplanetresearch, and the expectations of how far along alien life might have evolved,not to mention our view of our place in the universe.

"It'snot going to cure cancer," Rothschild said. "But I think in a way,it's a very profound question: when can you start talking about life in ouruniverse?"


Bio-Markers

While it may be possible for life to exist on a planet or moon below its surface, we will not be able to detect its presence from a great distance away (e.g., if it is in another star system beyond our solar system). In our fastest rocket-propelled spacecraft, it would take us over 70,000 years to travel to the next star system (Alpha Centauri). The type of inhabited planet we will be able to detect outside of our solar system is life that has changed the chemistry of the planet's atmosphere, i.e., the life will have to be on the surface. By analyzing the spectrum of the planet's atmosphere, we may be able to detect bio-markers---spectral signatures of certain compounds in certain proportions that could not be produced by non-biological processes. Bio-markers are also "biosignatures"

Spectral lines from water would say that a planet has a vital ingredient for life but it does not mean that life is present. If oxygen, particularly ozone (a molecule of three oxygen atoms), is found in the atmosphere, then it would be very likely that life is indeed on the planet. Recall from the solar system chapter that molecular oxygen quickly disappears if it is not continually replenished by the photosynthesis process of plants and cyanobacteria. However, it is conceivably possible for a few non-biological processes to create an atmosphere rich in molecular oxygen and ozone. For example, on a planet with a runaway greenhouse effect, ultraviolet light from the star could break apart the molecules of carbon dioxide and water to make a significant amount of molecular oxygen and ozone. This is especially true for stars that produce proportionally more short-wavelength ultraviolet (far UV) light than long-wavelength ultraviolet (near UV) light. Many red dwarf stars, including the nearby ones such as Gliese 832 with super-Earth-size planets orbiting them, produce a lot more far UV than near UV, so a strong oxygen spectral line could be a "false-positive" sign of life.

Molecular oxygen does not produce absorption lines in the preferred infrared band that will be used by the upcoming James Webb Space Telescope and the proposed Terrestrial Planet Finder mission. Ozone does. If we take into account the ultraviolet environment of the exoplanet, then ozone existing along with nitrous oxide and methane in particular ratios with carbon dioxide and water, all of which produce absorption lines in the infrared, would be strong evidence for an inhabited world. The ratios would need to be "off-kilter", not in chemical equilibrium, i.e., not in ratios made by normal geological processes. For such worlds found with these bio-markers, further modeling of what strange non-biological water cycles and volcanic activity very different from that found on Earth could produce the large amount of ozone would need to be done before we could definitively conclude that the exoplanet had life on it. It is a very big step to go from finding a planet that could support life to saying that the planet does support life!

One recent test of ozone bio-marker concept was when the Venus Express spacecraft pointed its spectrometer at Earth in August 2007 while the spacecraft was orbiting Venus 78 million kilometers from the Earth. The near-infrared spectra of the Earth is shown for two different observing sessions. Earth was just the size of a single pixel in its camera. The part of the Earth facing the Venus Express spacecraft is shown in the simulated image above the spectra.

An exoplanet will need to have enough oxygen (either as molecular oxygen or ozone) in its atmosphere for us to detect. If the history of an exoplanet's atmosphere is anything like ours, then life on the exoplanet's surface might not be detectable for a large fraction of the exoplanet's history. Photosynthetic life developed on the Earth at least 3.5 billion years ago (Gya) but it took another 1.2 billion years or so (i.e., 2.3 Gya) for the oxygen levels in the atmosphere to rise up to significant quantities because the oxygen was combining with land and ocean minerals (to make iron oxide and other oxides). Only after 1.2 billion years or so did the surface and ocean minerals get too saturated to suck up any more of the oxygen, allowing the oxygen to build up in our atmosphere.

One example of the research into how the spectrum of an exoplanet can change through time is shown in the figure below from Kaltenegger, et al's paper on the Earth's changing spectrum through time. The light gray curve is what an ultra-high resolution spectrometer would be able to see (the absorption lines are so numerous and close together that they merge into gray bands at the scale of the graph) and the thick black line is what an actual spectrometer with realistic resolution on the proposed Terrestrial Planet Finder mission would be able to see. This particular set of spectra is for a planet without any clouds in the way. See their paper for how clouds in the atmosphere would affect the spectrum and also for the spectrum in the visible and near-infrared bands.

Could life exist on a planet without oxygen? Oui. Photosynthesis might be able to use another element such as sulfur instead of oxygen. The planet's life might use another liquid besides water. Maybe the planet's life would use a different element besides carbon as its base (such as silicon). The first missions that will hunt for life beyond the Earth will focus on biochemical processes that we are more familiar with (carbon-based life using liquid water) because it makes sense to start with what we know (or think we know) and then branch out to finding more exotic life after we have had some practice with the "ordinary" life. Detecting methane-based life on a cold world like Titan would require a lander to scoop up the organics in the soil to see if there are increased amounts of oxygen in the organics because the organisms would be scavenging the oxygen from the water-ice rocks.

Arney and Schwieterman gave an informative webinar on exoplanet biosignatures in November 2016 that is worth viewing to find out more about biosignatures in exoplanet atmospheres, what the Earth's spectrum would have looked like with a thick orange haze layer in the Archean eon (3.8 to 2.5 Gya), and potential "false positive" signals for life and how to avoid them. They focus on the use of oxygen, ozone, and methane as biosignatures.


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