Comment James Webb a-t-il découvert des signes de vie sur l'exoplanète K2-18b ? Y a-t-il vraiment de la vie ?

Pour rechercher la vie en dehors de la Terre, la voie la plus prometteuse consiste à étudier l'atmosphère d'exoplanètes lointaines. L'idée est d'identifier les composants de l'atmosphère et de pouvoir les associer aux processus biologiques ou géologiques qui les forment. Certains composants qui ne sont pas exclusivement biologiques, comme la vapeur d'eau, le méthane, l'oxygène et le dioxyde de carbone, sont également importants.

C'est pourquoi l'une des missions du télescope James Webb (JWST) était d'analyser l'atmosphère des exoplanètes. Il a été construit avec des outils qui permettent d'analyser l'atmosphère d'une planète en utilisant la méthode du transit planétaire. Cette méthode se produit lorsque la planète passe devant l'étoile autour de laquelle elle orbite et qu'une partie de la lumière est interrompue par l'ombre de la planète. Grâce à des techniques de spectroscopie, le JWST peut identifier les composants de l'atmosphère de l'exoplanète.

Cette approche a suscité beaucoup d'intérêt après l'annonce de la détection de sulfure de diméthyle (DMS) et de disulfure de diméthyle (DMDS) dans l'atmosphère de l'exoplanète K2-18b. Cette nouvelle est devenue la « preuve la plus solide de l'existence d'une vie en dehors de la Terre », car ces molécules sont produites sur Terre par des organismes vivants, en particulier le phytoplancton marin. La présence de ces gaz sur K2-18b, ainsi que les découvertes précédentes, font de cette exoplanète un candidat idéal pour trouver de la vie en dehors de la Terre.

K2-18 b

Une étude menée par des astronomes de l'université de Cambridge a récemment annoncé l'observation de possibles bio-signatures dans l'atmosphère de l'exoplanète K2-18b. Cette exoplanète se trouve à 124 années-lumière de la Terre et a une taille environ deux fois supérieure à la nôtre. Les données du JWST ont permis de mettre en évidence la présence de sulfure de diméthyle (DMS) et de disulfure de diméthyle (DMDS), des composés qui, sur Terre, sont exclusivement produits par les algues.

De plus, K2-18 b se trouve dans la zone habitable de son étoile, une petite naine rouge. Cependant, la présence de ces gaz, en plus du dioxyde de carbone et du méthane, renforce l'hypothèse d'une activité biologique sur la planète. Les observations ont atteint un niveau de confiance de 99,7 %, mais n'ont pas atteint le seuil de 5σ requis pour une confirmation définitive. Il est encore trop tôt pour confirmer l'existence de la vie sur l'exoplanète, mais ces résultats en font une candidate solide.

Transit planétaire

Le transit planétaire est un phénomène qui se produit lorsqu'une exoplanète passe devant son étoile, du point de vue de l'observateur sur Terre. Au cours de cet événement, une partie de la lumière de l'étoile traverse l'atmosphère de la planète, ce qui permet aux télescopes d'analyser les changements de cette lumière. Le JWST est conçu pour observer ces transits infrarouges à la fois dans le proche infrarouge et dans l'infrarouge moyen.

En observant les transits dans l'infrarouge, le JWST peut détecter de petites variations dans l'absorption de la lumière de l'étoile causée par les molécules et les atomes de l'atmosphère de l'exoplanète. L'idée est de comparer la lumière avant qu'elle ne traverse l'atmosphère avec la lumière qui arrive lorsqu'elle traverse l'atmosphère de l'exoplanète. En comparant, il est possible de savoir ce qui est présent dans l'atmosphère de cette exoplanète.

Spectroscopie

La technique qui permet de réaliser cette étude est la spectroscopie, qui permet de décomposer la lumière en ses différentes longueurs d'onde. La spectroscopie permet d'obtenir un spectre, c'est-à-dire la quantité de lumière émise à chaque longueur d'onde. Cette technique est importante dans presque tous les domaines de l'astronomie pour étudier les composants et les phénomènes astronomiques. En spectroscopie, les pics d'émission et d'absorption sont étudiés.

Dans le cas de l'exoplanète K2-18b, la spectroscopie infrarouge était idéale pour détecter la présence de gaz. En 2023, le proche infrarouge a permis de détecter le méthane et le dioxyde de carbone. Cependant, les gaz DMS et DMDS n'ont été détectés qu'en utilisant l'infrarouge moyen, qui est une longueur d'onde légèrement plus grande que l'infrarouge proche. Cela s'explique par le fait que chaque molécule possède une bande d'absorption.

Comment savoir quels éléments se trouvent dans l'atmosphère ?

La longueur d'onde de la lumière absorbée dépend de la molécule ou de l'atome étudié. En fonction du nombre d'atomes ou de molécules présents, différentes lignes d'absorption apparaîtront lorsque l'on observera le spectre et qu'on le comparera au spectre sans atmosphère planétaire. Ce processus fonctionne parce que les électrons des atomes et des molécules n'absorbent que des photons d'une énergie spécifique.

La longueur d'onde à absorber correspond à l'énergie nécessaire aux transitions entre les niveaux d'énergie quantifiés. Lorsqu'un photon de même énergie rencontre une molécule, il est absorbé et l'électron passe à un niveau supérieur. Dans le spectre, cela se traduit par une ligne sombre appelée ligne d'absorption. Chaque substance possède un ensemble unique de ces raies, qui constituent la signature chimique des atomes et des molécules.