NOTRE FUTUR CHEZ NOUS...
C’est à présent un fait avéré, il nous faudra tôt ou tard quitter la Terre. Que ce soit en raison de la surpopulation, à court terme, ou à cause du prochain gros astéroïde, à long terme. Des scientifiques comme Stephen Hawking et Elon Musk ont consacré une grande partie de leurs recherches à ce sujet. Mais trouver une nouvelle "Terre" n’est pas une entreprise facile et s’y rendre l’est encore moins. En effet, ces exoplanètes habitables sont bien souvent à des dizaines d’années-lumières de nous. Ce sont ces points-ci que nous allons évoquer maintenant.
1) LES CARACTÉRISTIQUES PHYSIQUES ET CHIMIQUES DE LA PLANÈTE
a) La composition de la planète
La vie telle que nous la connaissons sur Terre est basée sur la chimie du carbone. C’est-à-dire que le carbone, l’oxygène, l’hydrogène et l’azote sont des composants essentiels de la vie. Ces quatre atomes représentent 96% de la biomasse. Aussi, pour ne pas trop se perdre en conjecture, les exobiologistes préfèrent se baser sur une forme de vie identique à la nôtre pour étudier la possibilité d’une vie extraterrestre.
b) Le type de planète
La vie telle que nous la connaissons a besoin d’une surface solide pour s’y développer. On part donc du principe que les planètes habitables sont forcément telluriques. Les planètes gazeuses n’étant que d’immenses boules de gaz, elles n’ont pas de sol à proprement parler et, même si la température en profondeur pourrait permettre l’existence d’eau liquide, elles présentent des conditions incompatibles avec le développement de la vie. Ce type de planète n’est donc pas la cible des exobiologistes. En revanche, les satellites de ces dernières peuvent être intéressants car ce sont, la grande majorité du temps, des objets célestes rocheux et donc solides. Mais alors entre en lice un autre facteur, celui de la masse. Effectivement, ces satellites naturels restent de “petits” et “légers” objets célestes et dépassent rarement la masse de Mars.
c) La masse de la planète
La masse de la planète est un paramètre crucial, car il détermine l’atmosphère de la planète. En effet :
Si la planète est trop massive, elle retient tout les gaz les plus légers comme l’hydrogène et l’hélium, et forme une atmosphère à base de méthane ou d’ammoniac identique à celle de Jupiter, Saturne, Uranus ou encore Neptune, pour prendre des exemples de notre système solaire. L’atmosphère est donc composée essentiellement d’hydrogène, ce qui forme un environnement qualifié de réducteur par les chimistes car il empêcherait la formation des molécules de la vie.
Si la planète n’est pas assez massive, non seulement elle ne retient pas les gaz les plus légers, mais elle laisse aussi s’échapper les gaz les plus lourds indispensables à la vie tels que l’oxygène ou l’eau qui va s’évaporer dans l’espace. Or l’eau sous forme liquide offre une protection accrue aux rayonnements nuisibles et est le lieu où les molécules se retrouvent en quantités suffisantes pour permettre des réactions chimiques en grandes quantités. Dépourvue d’atmosphère, la planète est donc exposée constamment aux UV, aux rayons X et aux rayons gamma. De plus, il est impossible d’y synthétiser des molécules organiques comme le méthane.
Il intervient alors un autre paramètre, celui de l’activité géologique de la planète. L’exoplanète doit contenir assez d’énergie radioactive pour pouvoir en libérer durant des milliards d’années, donc indirectement, doit avoir une certaine masse minimale. Il semblerait que la tectonique des plaques et l’activité volcanique qui en résultent soient indispensables à la formation de la vie. Une planète comme Mercure n’ayant pas une masse assez importante ne présente pas d’activité géologique notable. Ainsi, il semble que la masse minimale d'une planète pour qu'elle soit habitable se situe quelque part entre celle de Mars et celle de la Terre (ou Vénus), soit un peu plus de la moitié de la masse de la Terre. Toutefois certaines exceptions sont à considérer comme Europe, le satellite naturel de Jupiter.
d) La zone d'habitabilité
La zone d’habitabilité est une zone dans l’espace représentée par une bande. Pour notre Soleil, elle se situe entre 142 et 235 millions de km. Il n’y a donc que deux planètes comprises dans cette zone d’habitabilité : la Terre et Mars. Cette bande dans l’espace détermine maints facteurs essentiels :
La température qui détermine également la présence ou non d’eau à l’état liquide ;
La lumière nécessaire à la photosynthèse ;
La quantité de rayonnements nocifs pour la vie (rayons X, UV et gamma) reçus.
Cependant, la zone d’habitabilité ne reflète pas exactement la zone où la vie pourrait potentiellement se développer. Si la Terre était plus proche du Soleil de 4% de ua (unité astronomique = distance Terre-Soleil = 149 597 870 km), notre planète serait exposée à un flux d’énergie trop important et serait trop chaude. Si elle était plus éloignée de 1 ou 2%, elle ne recevrait pas assez d’énergie et serait trop froide. La bande d’espace pouvant potentiellement abriter la vie est donc relativement étroite.
La zone d’habitabilité est aussi un facteur temporel. Aucune étoile n’est éternelle, et on sait que la vie est un processus long et laborieux qui nécessite un environnement stable pour s’y développer. Ainsi, si des planètes telluriques sont présentes autour d’une géante bleue dans sa zone d’habitabilité, la vie n’aurait pas le temps de s’y former car l’explosion de l’étoile surviendrait trop tôt. Aussi, pour prendre un exemple “local”, lorsque le Soleil se transformera en géante rouge dans 5.4 milliards d’années avant de mourir, la zone d’habitabilité reculera brusquement et la Terre n’en fera plus partie.
e) L'orbite de la planète
L’orbite de la planète est un paramètre très important. En effet, il est impératif que l’orbite de la planète soit pratiquement circulaire. Une trajectoire trop elliptique serait la cause de conditions extrêmes. L’orbite influe également sur nombre d’autres facteurs :
La face éclairée de la planète ne doit pas être tout le temps la même. Sinon, il y aurait une face brûlante et une face gelée.
La durée du cycle jour/nuit ne doit pas être trop longue, cela entraînerait une baisse trop importante de la température durant la nuit et la vie ne pourrait se développer dans cette instabilité de température continuelle.
La planète doit compter des saisons. Une inclinaison axiale légère permettrait un tel phénomène. Mais l’oscillation doit rester faible, sinon cela entraînerait des saisons extrêmes et, là encore, la vie ne pourrait s’y développer en raison de trop fortes instabilités climatiques.
De plus, aucun autre corps de masse trop importante ne doit être à proximité de la planète, car la formation de planètes telluriques ne pourrait se faire. Ces dernières seraient les satellites des corps volumineux.
Le système étoilique doit être simple. C’est-à-dire qu’il faut qu’il n’y ait qu’une seule étoile dans le système autour de laquelle tournent les planètes (comme c’est le cas dans le système solaire). La gravitation de l’autre étoile empêcherait l’unification de planètes telluriques.
g) Le type d'étoile
Le type d’étoile, ou classe spectrale, est déterminé par la température de la photosphère de l’étoile. Elles sont classées de M, la plus froide, à O, la plus chaude (voir classification spectrale).
On estime que les étoiles pouvant abriter la vie dans leur système étoilique se situent entre le début de la classe F et le milieu de la classe K car ces étoiles présentent de nombreux avantages :
Elles ont une longévité de quelques milliards d’années, ce qui laisse à la vie le temps de se développer sur les planètes en orbite ;
Elles émettent assez de rayons UV pour initier d’importantes réactions dans l’atmosphère, mais pas assez pour être nocifs pour les êtres vivants ;
Elles n’entraînent pas d’orbite synchrone des planètes en orbite autour d’elles.
Donc les étoiles susceptibles d’abriter la vie sont les naines blanches et les étoiles moyennes.
h) La masse et la taille de l'étoile
On estime que la masse de l’étoile doit varier entre la moitié et le double de la masse du Soleil.
Si l’étoile est plus légère, cela signifie qu’elle a une plus faible luminosité, et donc que l’apport énergétique est insuffisant pour l’apparition de la vie sur une planète en orbite autour de cette étoile ;
Si elle est plus lourde, le problème résiderait dans la longévité de l’étoile. En effet, plus une étoile est volumineuse et plus lourde, plus sa longévité est faible. La vie a mis 1 milliard d’années à apparaître et à atteindre un niveau de complexité tel qu’on peut affirmer qu’il s’agisse d’une forme de vie intelligente. Une étoile d’une masse de 3 masses solaires vie environ 200 millions d’années. La vie ne pourrait donc pas se développer sur une planète en orbite autour de cette étoile.
2) LES MÉTHODES DE DÉTECTION DES EXOPLANÈTES
Plusieurs méthodes ont été élaborées par les scientifiques pour observer et localiser les emplacements des astres par rapport à nos repères. Ainsi, la première qui vient à l'esprit est celle d'une observation directe comme dans le cas des étoiles binaires visuelles. Une observation avec un télescope d'une résolution suffisante permet alors de voir clairement deux astres distincts en orbite l'un autour de l'autre. Cependant, cette méthode a des limites; la luminosité de l’étoile hôte est en générale 1 milliard de fois plus grande que celle de l’exoplanète. Cela néanmoins ne ralentit pas les scientifiques et de nouvelles méthodes d’observation des astres ont été élaborées.
a) La méthode des vitesses radiales
La méthode des vitesses radiales est la plus utilisée des méthodes de détection d’exoplanètes. Elle est toutefois souvent employée pour vérifier les observations de satellites comme Kepler ou Corot, qui se servent de la méthode du transit planétaire que nous verrons ultérieurement.
Pour comprendre cette méthode, nous prendrons l’exemple le plus simple. Considérons un système simple comportant une seule planète en orbite autour d’une étoile, et vue par un observateur dans le plan de son orbite, lorsque l’angle i que fait la normale au plan de l’orbite avec la ligne de visée vaut 90° (voir ci-dessous). D’après les lois de la mécanique céleste, l’attraction gravitationnelle de la planète sur l’étoile fait que chaque élément du système tourne autour du barycentre de ce système. Ainsi, l’étoile va continuellement s’approcher et s’éloigner de l’observateur. La lumière reçue ayant subit un effet Doppler-Fizeau, l’observateur la verra, suite à un décalage spectral, bleue lors de son approche et rouge lors de son recul.
A présent, nous pouvons définir ce qu’est la vitesse radiale : c’est la vitesse mesurée dans la direction de la ligne de visée vers ou depuis le point d’observation.
Avec un spectroscope adapté, il nous est possible d’obtenir ce spectre et ainsi de calculer une valeur de vitesse radiale.
Cette méthode peut être très avantageuse car elle peut nous livrer un grand nombre d’informations sur le système étudié comme la masse de la planète, la distance la séparant de l’étoile, la vitesse de révolution de la planète ou encore la masse de l’étoile.
Mais elle présente aussi des inconvénients. Bien souvent, la valeur de i n’est pas connue. De plus, l’orbite de la planète peut ne pas être circulaire mais elliptique, ou encore il pourrait y avoir d’autres exoplanètes dans le système. Mais alors, ce dernier facteur pourrait nous donner d’autres informations plus riches comme les périodes de révolution des autres exoplanètes voire même estimer leurs masses.
b) La méthode du transit planétaire
La méthode du transit planétaire est une méthode photométrique utilisée complémentairement à celle des vitesses radiales. Elle consiste à enregistrer la baisse de luminosité d’une étoile lorsqu’une exoplanète en orbite autour de cette étoile passe entre l'étoile et le télescope. Là encore, nous allons utiliser la valeur de i, vue dans la méthode précédente, qui représente l’angle formé par la normale au plan orbital et la ligne de visée, car ici, cette valeur doit être tout au plus légèrement inférieur ou supérieur à 90°. A l’issue de la réalisation de cette méthode, on obtient des courbes comme celles ci-dessous.
On y observe bien deux courbes qui présentent une baisse plus ou moins importantes de l'intensité lumineuse. Avec ce type de courbe, on peut alors supposer qu’une exoplanète tourne autour de l’étoile observée.
Plus la luminosité diminue, et plus la planète a un diamètre important. De la même manière, plus la largeur de la courbe est importante, plus elle reste longtemps entre le télescope et l’étoile. Grâce à cette dernière donnée et lorsque l'on connaît sa distance à l’étoile, on peut déterminer la vitesse de la planète.
Cette méthode est très avantageuse car bien souvent, elle nous permet de confirmer les valeurs de la masse de l’exoplanète calculée grâce à la méthode des vitesses radiales, mais aussi de connaître sa densité et son diamètre. De plus, elle ne nécessite l’usage que d’un seul télescope.
Mais elle présente également quelques inconvénients. En effet, la période de révolution d’une planète peut être très importante. Il faut donc observer plusieurs exoplanètes en même temps. Aussi, il n’est pas facile de remarquer une brusque et faible baisse d’intensité lumineuse d’une étoile. Il faut également prendre en compte que cette méthode ne permet de détecter que très difficilement les planètes telluriques, plus petites que les planètes gazeuses. Et enfin, ce processus doit être répété un certain nombre de fois avec un même résultat pour pouvoir affirmer une quelconque découverte.
Pour illustrer cette méthode, nous avons décidé de faire une expérience reproduisant le processus.
NOTRE EXPÉRIENCE
Ici, les balles représentent des planètes, la lampe l'étoile et le luxmètre un télescope. Nous avons fait passer des balles de différents diamètres entre la lampe et un luxmètre. Et plus la balle avait un diamètre important, plus l'intensité lumineuse baissait. Nous avons donc obtenu le résultat que l'on souhaitait obtenir (cf tableau ci-dessous).
c) La méthode de la microlentille gravitationnelle
La méthode de la microlentille gravitationnelle est une méthode reposant sur l’utilisation d’une lentille gravitationnelle. Un objet massif, la lentille, courbe la lumière émise par un objet derrière lui. L’image reçue est alors le spectre de la lumière déviée de l’étoile dont l’intensité lumineuse a été augmentée par ce processus. Du moins, c’est le cas lorsque la lentille est un objet assez massif comme une galaxie ou un amas de galaxie. Si c’est une étoile, la lumière ne sera pas déviée, mais l’intensité lumineuse augmente quand même. Ainsi grâce aux informations que nous avons sur la lentille, nous pouvons obtenir de nombreux renseignements sur l’objet observé comme le type d’étoile, la masse et la taille de l’étoile, ou encore le nombre d’exoplanètes en son orbite.
Mais cette méthode, comme toutes les autres, présente elle aussi, des inconvénients. Effectivement, si la masse de la lentille n’est pas concentrée en un seul point, l’observation devient impossible. Aussi, il faut que la lentille, l’objet, et le point d’observation (la Terre) soient sur le même axe.
Néanmoins, malgré ces désavantages de taille, les scientifiques ont de bons espoirs quant à l’avenir de cette méthode. En effet, une nouvelle version de cette méthode est en train d’être élaborée et il semblerait que la méthode de détection des exoplanètes par microlentille gravitationnelle soit la plus sûre et la plus utilisée dans le monde de demain.
3) LES POTENTIELLES PLANÈTES HABITABLES
Toutes ces méthodes ont un but commun : la découverte d’exoplanètes. Elles permettent de savoir si celles-ci pourraient abriter la vie et quels facteurs peuvent permettre à l’Homme d’y vivre ou pas. A l’issue de nombreuses découvertes et d’analyses d’exoplanètes, les scientifiques ont su répertorier un certain nombre d’entre elles qui pourraient potentiellement accueillir l’Homme. Plusieurs facteurs font que certaines sont plus ou moins adéquates à l’accueil de l’humanité (masse, distance à la Terre, distance à l’étoile, période orbitale). Nous avons étudié le cas de certaines d’entres elles.
a) Europe
Europe est l’un des satellites naturels de Jupiter. Elle se situe dans notre propre système solaire. Cette lune est une candidate à la présence de la vie en raison de la certitude qu’on y trouve de l’eau liquide.
Europe possède toutes les conditions nécessaires à l’apparition de la toute première forme de vie (molécules organiques):
-L’eau à l’état liquide dans l’océan présent sous sa surface contient plus d’eau que dans tous les océans de la Terre réunis.
-Une source d’énergie suffisamment forte, ici elle provient des marées internes provoquées par le champ gravitationnel de Jupiter.
Ces deux paramètres laissent à penser qu'une chimie prébiotique a pu s'y développer et que des molécules organiques provenant des évents hydrothermaux y prolifèrent.
Ce n’est que récemment que les scientifiques ont commencé l’exploration de la vie sur cette lune. Une mission commune de l'ESA et de la NASA nommée “Europa Clipper” est à l'étude avec pour objectif de déposer un atterrisseur sur sa surface. La mission consiste à installer un « orbiteur autour d'Europe et dont se détachera un atterrisseur qui se posera sur la surface pour étudier l'habitabilité du site et rechercher des biosignatures ».
D’autres missions ont été envisagées par l’ESA comme la “mission Juice” qui a pour but d’explorer Jupiter et ses trois grandes lunes: Ganymède, Callisto et bien sûr Europe. Airbus Espace quant à elle développe un concept de pénétrateur capable de s'enfoncer de plusieurs mètres sous des surfaces durcies par de la glace ou du régolithe. Il pourrait très bien être adapté pour creuser la surface glacée d'Europe sur plusieurs mètres et donc entrer en contact avec l’océan ou la vie peut y être trouvée.
Cependant, le niveau de radiations au voisinage d'Europe est considérable de sorte qu'une sonde devrait posséder une électronique particulièrement durcie pour supporter ce niveau de rayonnement suffisamment longtemps et espérer faire des découvertes en orbite autour d'Europe voire en se posant directement sur sa surface. On ne connaît pas vraiment l'épaisseur de la banquise d'Europe, qui pourrait peut-être être trop importante pour assurer le succès d'une mission. Nous pouvons tout de même imaginer que la vie a pu se développer sur Europe de la même façon que sur Terre il y a 4 milliards d’années.
Néanmoins même si les conditions nécessaires à l’apparition de molécules organiques sont remplies sur Europe, cette lune ne peut pas accueillir l’Homme vu que les conditions pour que l’Homme y vive ne sont pas remplies (température, pressions, rayonnements...) et donc ne représente pas un espoir de nouvelle maison pour l’espèce humaine.
Voici ce à quoi ressemblerait l'atterrisseur de la mission "Europa Clipper":
b) Mars
Mars est la quatrième planète de notre système solaire à partir du Soleil. Cette planète rocheuse est deux fois plus petite que la Terre et possède une atmosphère principalement composée de CO2 (95%). En raison de l’éloignement de la planète par rapport au Soleil, les températures sont très basses et varient entre -133°C et 17°C. La période de révolution de Mars autour du Soleil est de 687 jours et sa période de rotation sidérale est la même que celle de la Terre à quelques minutes près. Cependant, les conditions de Mars ne permettent pas un possible accueil de l’humanité sur la planète rouge. En effet, la pression y est 6 fois supérieure à celle de la Terre et varie beaucoup au cours de l’année. De ce fait, la présence d’eau à l’état liquide est douteuse. L’eau existe sûrement sous forme de glace dans l’atmosphère (cirrus, brumes givrantes) et sur le sol martien. Cependant, des recherches sérieuses prouvent qu'il fut un temps, l’eau à l’état liquide était présente sur la planète rouge. En effet, les recherches des scientifiques de la NASA prouvent que cette eau formait un océan qui recouvrait la moitié de l'hémisphère nord de la planète, atteignant par endroits des profondeurs de plus de 1,6 km. La présence d’eau liquide est donc possible sur la planète rouge. Pour le moment, l’Homme ne peut pas vivre sur cette planète car les conditions y sont trop rudes.
Néanmoins, La NASA et l'entreprise américaine SpaceX travaillent sur un projet d’envoyer des Hommes sur Mars pour y installer une colonie. Le patron de SpaceX, Elon Musk envisage l’arrivée des Hommes sur Mars pour 2024. La NASA, plus réaliste voit une première arrivée de l’Homme en 2030. La distance entre Mars et la Terre varie énormément puisque les deux astres sont en orbite autour du Soleil, et qui plus est, sur des orbites qui ne sont pas circulaires mais elliptiques. Théoriquement, le rapprochement maximum qu'il peut exister entre la Planète rouge et nous est de 54,6 millions de km. Mais pour cela, il faut que les deux planètes soient alignées avec le Soleil, l'une à l'aphélie (la Terre) et l'autre au périhélie (Mars), ce qui est très rare. Nous devons donc calculer à l’avance le départ et tout ce qui surviendra pendant le voyage (variations de vitesse du vaisseau, ralentissement à l’arrivée...etc) pour que la distance à parcourir soit la plus courte possible. De ce fait, une fenêtre de tir s’ouvre tous les 26 mois. Le voyage sur Mars est donc un projet très sérieux qui devrait devenir réalité à l’horizon 2030. Cependant, quand bien même nous arrivions à atterrir sur Mars avec des Hommes bien portants (car les conditions du voyages sont assez extrêmes), y installer une colonie serait très compliqué car c’est une planète peu viable. En effet, les conditions ne sont pas favorables au développement de l’espèce humaine (atmosphère, température, eau liquide, pression…). De plus, il serait difficile de faire revenir les astronautes en bon état car le choc du changement de gravité pendant un très long périple (aller-retour) pourrait être fatal. Des solutions sont donc envisagées pour rendre les conditions du voyage moins extrêmes et Mars plus apte à accueillir l’Homme.
En effet, des recherches sérieuses mais assez fantaisistes de chercheurs de la NASA ont pour but de créer un champ magnétique autour de la planète rouge pour permettre à Mars d’être de nouveau recouverte d’eau liquide et avoir une atmosphère plus dense et adaptée aux besoins de l’Homme. Modifier une atmosphère peut sembler surréaliste, mais tout cela est le fruit d’un vrai raisonnement logique. D’abord, essayons de comprendre pourquoi Mars a perdu le vaste océan qui occupait tout l’hémisphère nord de la planète. Cela vient du fait qu’elle a perdu une grande partie de son atmosphère à cause des vents solaires très puissants qui balayent la planète. C’est ce que nous a appris la sonde Maven. En effet, contrairement à la Terre, Mars ne possède pas de champ magnétique qui puisse la protéger des vents solaires. Le but des chercheurs de la NASA est donc d’envoyer en orbite un objet qui puisse créer un champ magnétique suffisamment puissant pour protéger Mars des vents solaires. Ce projet est peu réaliste car nos avancées technologiques actuelles ne permettent pas la réalisation d’un tel projet. Cependant, les recherches avancent et les scientifiques sont convaincus qu’il sera bientôt possible qu’une structure gonflable puisse générer un champ magnétique d’un niveau suffisant. Mais en quoi ce champ magnétique rendrait Mars plus viable ? Et bien il permettrait à l’atmosphère de Mars d’être plus dense et favoriserait un réchauffement de la température. Il "suffirait" que Mars gagne 4°C pour que le CO2, actuellement gelé, fonde. S’ensuivrait un réchauffement climatique qui ferait en sorte que la température dépasse la barre des 0°C et fasse fondre l’eau gelée dans les pôles. Ce processus serait très long et est pour l’instant inconcevable avec les moyens actuels. Néanmoins, les simulations réalisées ont réussi et nous laissent espérer que ce projet fou de la NASA soit réalisable.
Pour conclure, le voyage vers Mars est une mission d’actualité et qui, malgré les nombreuses contraintes, sera sûrement une réussite grâce aux nouvelles avancées technologiques. Nous devrons probablement attendre plus longtemps pour voir une colonie humaine s’installer sur Mars mais poser le pied sur Mars sera déjà un grand pas pour l’humanité dans la conquête spatiale. Cependant, Mars n’est pas la seule option de départ pour l’humanité. Dans un futur beaucoup plus lointain, il faudra envisager quitter notre système solaire et trouver une nouvelle colonie pour l’humanité. Contrairement à Mars, plusieurs exoplanètes présentent des caractéristiques similaires à celles de la Terre ce qui permettrait à l’homme d’y vivre sans trop de difficulté. Celle ci sont détectées par plusieurs méthodes vues précédemment et principalement à l’aide du télescope Kepler. Ce télescope conçu par la NASA a permis une grande avancée dans le domaine de la découverte d’exoplanètes. Voyons quelles sont les exoplanètes les plus prometteuses découvertes par ce télescope.
c) Le télescope spatial Kepler et ses découvertes
Après avoir découvert plus de 2600 exoplanètes, le télescope Kepler a rendu l’âme le 30 octobre 2018. Celui-ci nous a permis d’étudier de nombreux cas d’exoplanètes et leur potentielle habitabilité. Comme évoqué dans la première partie, certaines caractéristiques définissent les similitudes entres ces exoplanètes et la Terre. Celles-ci permettent d’établir une liste d’exoplanètes qui sont particulièrement similaires à la Terre nommées "exoterres". Nous en avons retenu quelques unes qui ont particulièrement attiré notre attention:
Kepler-442b et Kepler-438b:
Ces deux exoterres ont été découvertes par le satellite Kepler. Elles sont situées dans la zone d’habitabilité de leur étoile et sont les astres connus les plus ressemblants à la Terre. Elles possèdent un rayon très proche de celui de la Terre (plus grand de 12% pour Kepler-438b et de 33% pour Kepler-442b). Ces deux planètes contiennent de l’eau à l’état liquide et une atmosphère suffisamment dense. Kepler-438b est en orbite autour de la naine rouge Kepler-438 et Kepler-442b autour de la naine orange Kepler-442. Dû à leur ressemblance avec la Terre, ces deux planètes présentent un espoir de futur maison pour l’humanité. Cependant, ce jour est loin d’être proche car la distance entre la Terre et ces exoterres est beaucoup trop grande pour que l’on puisse envisager un voyage vers ces planètes (475 années-lumières pour Kepler-438b et 1.100 années-lumières pour Kepler-442b). Les capacités techniques de nos navettes actuelles ne permettent pas un voyage interstellaire à la vitesse de la lumière. On se contentera donc de laisser ses exoterres pour un futur très lointain où nos avancées technologiques seront plus importantes.
Vue d'artiste de Kepler-438b et Kepler-442b
Kepler-22b:
Kepler 22b présente de fortes similitudes avec la Terre. Malgré le fait qu’elle soit 2.4 fois plus grande que la Terre et que la gravité y est beaucoup plus importante, elle est habitable. En effet, cette gravité permet de conserver une atmosphère importante contrairement à Mars par exemple. Son atmosphère contient une quantité suffisante en gaz à effet de serre et un cycle de l’eau. Le développement de la vie y est donc favorable. Mais à l’instar de Kepler-438b et Kepler-442b, sa distance à la Terre est beaucoup trop importante (600 années-lumières).
Pour conclure, beaucoup d’exoterres ont été découvertes par le télescope spatial Kepler et d’autres télescopes. Néanmoins, aujourd'hui, il est beaucoup trop tôt pour envisager un voyage interstellaire, c’est pourquoi les grandes stations spatiales préfèrent se focaliser sur la mission sur Mars qui est beaucoup plus réaliste même si les conditions sur cette planète ne sont pas optimales.