Déterminer l'habitabilité d’une planète ne se résume pas à savoir si elle possède ou non de l'eau liquide. Une exoplanète pauvre en eau peut être inhospitalière, qu'elle se trouve ou non dans la zone dite habitable. La Terre, la seule planète habitable connue, dépend de son cycle du carbone pour maintenir son habitabilité. Or, ce cycle dépend de l'eau, et les exoplanètes qui en sont dépourvues ont peu de chances de le maintenir, ce qui compromet sérieusement leurs perspectives d'habitabilité à long terme. Une nouvelle étude publiée dans The Planetary Science Journal examine la teneur en eau nécessaire à l'habitabilité des exoplanètes, en prenant Vénus pour exemple éloquent.
Haskelle White-Gianella et Joshua Krissansen-Totton (Université de Washington) rappellent que sur Terre, la quantité d'eau en surface est suffisante pour un cycle géologique du carbone équilibré : l'altération des silicates compense le dégazage volcanique de CO₂. La vapeur d'eau présente dans l'atmosphère terrestre se combine au dioxyde de carbone pour former de l'acide carbonique. Cet acide, faible et instable, acidifie légèrement toutes les eaux de pluie. À l'échelle des temps géologiques, il joue un rôle crucial dans le cycle d'altération carbone-silicate de la Terre , également appelé cycle d'Urey. Ce cycle, qui est une branche du cycle du carbone terrestre, permet d'éliminer le carbone de l'atmosphère sur de longues périodes. L'acide faible dissout les roches silicatées et les eaux de ruissellement se déversent dans les océans. Elles s'accumulent au fond des océans, où la tectonique des plaques finit par les enfouir dans la croute. C'est ainsi que le carbone atmosphérique est séquestré dans les roches terrestres. Sans ce cycle, le carbone s'accumulerait continuellement dans l'atmosphère, provoquant un emballement du réchauffement climatique, comme sur Vénus.
Sur les planètes arides, il se
peut que la quantité d'eau en surface soit insuffisante pour que ce mécanisme
de régulation par l'altération des silicates permette de maintenir des
conditions habitables.
White-Gianella et Krissansen-Totton se sont intéressés aux planètes arides présentant une quantité
d'eau en surface très limitée, bien inférieure à celle d'un océan terrestre.
Nombre de ces planètes se situent dans la zone habitable de leur étoile, mais
rien ne dit qu'elles puissent être réellement habitables. Les chercheurs ont
élaboré des modèles détaillés pour tenter de comprendre les planètes arides et
leur capacité à maintenir le cycle essentiel des carbonates et des silicates. Ils
ont modélisé l'évolution du cycle géologique du carbone en suivant les flux
d'eau et de carbone entre l'intérieur de la planète et le système
atmosphère-océan.
La modélisation repose sur 18
variables, parmi lesquelles le taux d'échappement atmosphérique de l'hydrogène,
le taux de dégazage volcanique, la fraction de la surface recouverte de terres
émergées, la température globale, la concentration de minéraux dans les roches
vierges, la porosité des roches, la fraction d'eau de pluie transformée en
ruissellement, et bien d'autres. Cette modélisation s'appuie sur notre compréhension
croissante du cycle du carbone terrestre et de la manière dont il régule la
température.
Les résultats montrent que les
planètes telluriques arides peuvent présenter des cycles géologiques du carbone
déséquilibrés en raison des limites d'écoulement par rapport à l'altération, ce
qui peut entraîner une perte d'habitabilité et un emballement du réchauffement.
Même si une planète se trouve dans la zone habitable, donc avec une température
suffisante pour posséder de l’eau liquide, elle peut devenir inhabitable si
elle ne dispose pas d'une quantité suffisante d'eau en surface pour équilibrer
les flux de dégazage et d'altération, expliquent les auteurs.
Une planète aride pourrait tout
de même abriter le cycle d'Urey. Elle n'a pas besoin d'autant d'eau que la
Terre, mais d'une quantité significative. White-Gianella et Krissansen-Totton montrent que les planètes telluriques semblables à la Terre nécessitent une
quantité initiale d'eau en surface d'au moins 20 à 50 % de la masse océanique
terrestre pour maintenir un cycle géologique du carbone équilibré et une
température de surface tempérée sur 4,5 milliards d'années d'évolution. Les
planètes arides qui possèdent moins de 20 à 50 % des océans terrestres ne
peuvent pas maintenir des flux d'altération des silicates élevés, ce qui peut
entraîner une augmentation incontrôlée du CO₂ atmosphérique .
Comme il est très difficile de
déterminer ce qui se passe sur les exoplanètes arides et lointaines, les
chercheurs se sont penché sur la cas de notre voisine Vénus. L’étude révèle que
la présence limitée d'eau en surface pourrait avoir déstabilisé le cycle du
carbone de Vénus, provoquant une transition d'un climat tempéré à un climat
inhabitable. La surface actuelle de Vénus est inhabitable, avec des
températures moyennes de 460 ° C, une pression de surface 92 fois supérieure à
celle de la Terre et une atmosphère dense dominée par le CO₂. Cependant, Vénus
aurait pu être habitable par le passé, sous le faible rayonnement du jeune
Soleil. Les incertitudes concernant la rétroaction nuage-albédo passée de Vénus
et son évolution atmosphérique la situent à la limite de la zone habitable
interne, où le moment et le déclencheur de son emballement de l'effet de serre
restent flous.
Les modèles climatiques globaux démontrent
qu'avec une couverture nuageuse diurne suffisante et une rotation lente, la
surface de Vénus aurait pu maintenir des températures habitables jusqu'à il y a
715 millions d'années. Parmi les preuves physiques d'un climat tempéré passé,
on trouve d'éventuels vestiges de croûte continentale felsique, qui se forment
généralement en présence d'eau et des rapports D/H indiquant d'importants
réservoirs d'eau de surface, bien que pas nécessairement condensés, par le
passé. À l'inverse, certaines données soutiennent l'hypothèse d'un emballement
de l'effet de serre sur Vénus depuis sa formation. On suppose que les plateaux
crustaux de Vénus sont felsiques, mais des plateaux composés de minéraux
felsiques s'effondreraient probablement sous l'effet de la viscosité et de
l'écoulement de la croûte inférieure. De plus, la dynamique atmosphère-nuages après accrétion peut avoir empêché la condensation de l’eau liquide en
surface comme l’ont montré Turbet et al. en 2021
Bien que le climat passé de Vénus
demeure incertain, si elle était habitable par le passé, elle a nécessairement
subi une transition climatique majeure pour atteindre ses conditions actuelles.
Une explication possible de l'état inhospitalier actuel de Vénus est que,
l'augmentation de la luminosité solaire a entraîné un rayonnement accru,
réchauffant sa surface autrefois habitable et déclenchant finalement un
emballement de l'effet de serre. Dans ce scénario, toute eau de surface se
serait évaporée, puis la photodissociation de l'eau aurait provoqué une fuite
rapide d'hydrogène, aboutissant à l' atmosphère actuelle desséchée et dominée
par le CO₂. Cependant, l'augmentation de la luminosité à elle seule ne peut pas
expliquer une transition climatique d'habitable à inhabitable. Le seuil
d'emballement de l'effet de serre dépend de l'albédo et de la composition
atmosphérique, lesquels sont régis par les interactions à long terme entre
l'atmosphère et l'intérieur de la planète. L'augmentation de l'ensoleillement
ne fait qu'accroître la couverture nuageuse diurne, et donc l'albédo. Cette
rétroaction stabilisatrice entre les nuages et
l'albédo aurait pu permettre le maintien de
conditions tempérées à la surface de Vénus, même sous l'ensoleillement actuel.
Selon les chercheurs, une autre
explication à l'état inhabitable actuel de Vénus est qu'un facteur externe,
autre que l'augmentation de sa luminosité, a mis fin à une période
d'habitabilité. MJ Way et AD Del Genio ont suggéré en 2020 que des conditions
habitables auraient même pu persister jusqu'à aujourd'hui sans une activité
volcanique catastrophique, due à un resurfaçage global épisodique ou quasi
continu qui aurait pu servir de déclencheur. Cependant, les variations du
dégazage à elles seules ne suffisent peut-être pas à induire un changement
climatique permanent. Si Vénus a autrefois abrité de l'eau liquide en surface,
l'altération des silicates aurait pu réguler les concentrations de CO₂
atmosphérique, même en présence d'un dégazage volcanique rapide. De plus, les
éruptions de grandes provinces ignées exposent de la roche basaltique fraîche à
la surface, augmentant considérablement la réduction du CO₂ par altération
chimique. Il est peu probable que des modifications du dégazage à elles seules
puissent déstabiliser durablement un climat où la rétroaction
carbonate-silicate est active. Des limites à l’altération sont également
nécessaires pour White-Gianella et Krissansen-Totton.
La rétroaction de décarbonatation
liée à la stagnation du substratum tectonique a aussi été proposée en 2021 par Höning
et al. comme explication de la fin de l’habitabilité de Vénus. Cependant, on
ignore si la Vénus primitive se trouvait dans un régime tectonique de type
stagnation du substratum tectonique, et certains indices suggèrent une
subduction localisée.
White-Gianella et Krissansen-Totton explorent donc une explication alternative à l'état actuel de
Vénus après l'emballement de l'effet de serre. Selon eux, Vénus pourrait avoir
initialement présenté de faibles réserves d'eau en surface, une hypothèse qui
est étayée par des modèles de solidification d'océans magmatiques, ainsi que des
modèles de formation planétaire démontrant des variations stochastiques dans
les réserves d'eau initiales des planètes telluriques du système solaire, et
par le fait que Vénus se serait vraisemblablement formée dans une région du
disque protoplanétaire plus chaude et plus pauvre en composés volatils que la
Terre. Dans ce régime aride initial, le manque de précipitations aurait alors
limité l'altération des silicates et la réduction du CO₂ . En l'absence d'un
mécanisme de régulation de l'altération des silicates pour compenser le
dégazage, le CO₂ aurait ainsi pu s'accumuler dans l'atmosphère, réchauffant la
surface jusqu'à la disparition complète de l'eau, ce qui expliquerait son état
actuel. Vénus aurait donc fini par perdre son eau, et toute forme de vie, même
simple, aurait disparu.
Ces travaux montrent que la définition simpliste de la zone habitable n'est qu'un point de départ. L'habitabilité dépend de bien plus que la simple proximité d'une étoile ; or, pour l'instant, c'est tout ce que nous pouvons mesurer. Même si une planète se situe dans la zone habitable de son étoile, si elle est aride, elle peut devenir rapidement inhabitable en raison d'un déséquilibre du cycle du carbone.
Selon les chercheurs, même si de
nombreuses planètes pourraient être habitables pendant de courtes périodes, et
même permettre l'apparition d'une vie simple, pour ce qui est d’une
habitabilité à long terme, indispensable à l'émergence d'une vie complexe et
d'espèces bâtisseuses de civilisations comme la nôtre, leur nombre pourrait
être bien plus faible, Plus généralement, les exoplanètes telluriques arides
sont moins susceptibles de rester habitables sur de longues périodes et peuvent
donc être de mauvaises candidates pour la recherche de biosignatures.
Source
Carbon Cycle Imbalances on Arid Terrestrial Planets with Implications for Venus
Haskelle T. White-Gianella and Joshua Krissansen-Totton
The Planetary Science Journal, Volume 7, Number 4 (15 avril 2026)
https://doi.org/10.3847/PSJ/ae4faa
Illustrations
1. Image d'artiste de Vénus (à gauche) et des variations de Gliese 12b (NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (Caltech-IPAC)
2. Haskelle T. White-Gianella
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