L'expérience de Miller-Urey, réalisée en 1953, a marqué un tournant décisif en démontrant qu'il est possible de synthétiser spontanément des molécules organiques à partir de précurseurs inorganiques. Cette découverte a renforcé l'idée que la vie pourrait émerger dans des conditions similaires à celles de la Terre primitive, notamment par l'action des radiations UV ou la chute de particules interplanétaires. Plus récemment, des variantes de cette expérience ont été élaborées pour simuler les conditions spécifiques d'atmosphères d'autres corps célestes, tels que Titan, un satellite de Saturne, où des composés organiques peuvent également se former.

Le rôle des minéraux silicatés, présents sur la surface des réacteurs originaux, a été mis en lumière comme un facteur catalytique, renforçant l'idée que des surfaces minérales dans l'environnement naturel pourraient jouer un rôle similaire dans la formation de molécules complexes prébiotiques. Cette observation a ouvert la voie à l'étude des surfaces de silicates, et en particulier des météorites, comme catalyseurs possibles de réactions chimiques essentielles à l'émergence de la vie. Les météorites carbonées, comme celle de Ryugu, ont révélé une diversité impressionnante de composés organiques complexes, tels que des acides aminés, des nucléobases, des sucres et des acides gras, confirmant ainsi la présence de chimie prébiotique bien au-delà de la Terre.

Les mécanismes d'impact, tels que ceux observés sur Titan, peuvent également avoir joué un rôle fondamental dans la production de molécules organiques. Les impacts de comètes, d'astéroïdes et de poussières interplanétaires pourraient avoir conduit à la synthèse de composés organiques par choc, tout en ayant potentiellement permis leur transport vers la Terre. Les acides aminés, les acides carboxyliques et d'autres composés organiques ont ainsi pu être apportés par ces météorites, contribuant à la chimie prébiotique sur Terre.

Cependant, la question reste ouverte : si ces processus n'ont pas eu lieu sur la Terre primitive, la possibilité que ces molécules organiques aient été transportées ici par des impacts reste plausible. Des études récentes sur la dissolution des tholins produits dans des réacteurs simulant l'atmosphère primitive révèlent que des produits comme l'urée, les acides aminés et les nucléobases peuvent se former en quantités substantielles. L'urée joue un rôle particulier en facilitant l'incorporation du phosphate dans les organophosphates et les nucléotides, ce qui est un processus clé pour le développement de la vie telle que nous la connaissons.

Il est donc évident que les éléments de base de la vie sont présents de manière cosmique, et que la chimie évolue dans une direction favorable à la biologie, à condition que les matériaux et les conditions adéquates soient présents. Sur Titan, bien qu'il n'y ait pas d'eau liquide actuellement, les impacts à haute vitesse pourraient créer des étangs de fusion persistants, ou des coulées de lave cryovolcanique, où l'hydrolyse des particules organiques serait possible. Le site de l'impact Selk, sur Titan, est un exemple de région où les conditions prébiotiques pourraient être préservées, et où des molécules organiques complexes pourraient se former.

La formation de ribonucléotides et de désoxyribonucléotides à partir de nucléobases et de sucres simples représente un pas essentiel vers l'élaboration des fonctions biologiques cruciales, telles que l'encodage de l'information génétique et la signalisation cellulaire. Cette auto-assemblée des nucléotides en oligomères, voire en macromolécules complexes, bien qu'énergétiquement défavorable, reste au cœur de nombreux modèles sur l'émergence de la vie. Le modèle « métal-soufre » de la naissance de la vie, qui propose l'apparition de la vie autour de clusters catalytiques de fer-soufre, est l'une des nombreuses théories possibles. D'autres hypothèses se concentrent sur des réseaux de composés organiques impliqués dans des réactions biochimiques simples, comme la glycolyse ou le cycle de l'acide citrique, qui seraient à l'origine de la première forme de métabolisme.

Les premières étapes du métabolisme de la vie sur Terre restent une énigme. Des modèles de type « métabolisme d'abord » soulignent que même des réseaux chimiques très simples peuvent présenter des propriétés proches de celles de la vie, comme l'homéostasie et la croissance. Cependant, une fois l'ARN formé, il montre une étonnante polyvalence : il peut non seulement stocker des informations génétiques, mais aussi catalyser une gamme étendue d'activités biologiques complexes. Cette dualité de l'ARN a mené certains chercheurs à défendre l'hypothèse du « monde de l'ARN », dans lequel l'ARN aurait été la première molécule à remplir les fonctions de stockage d'information et de catalyseur avant l'apparition de la complexité biologique que nous connaissons.

L'émergence de la vie sur Terre, bien que complexe, semble donc intimement liée à des processus chimiques et physiques présents dans l'univers. La diversité des conditions environnementales, qu'il s'agisse de chocs météoriques, de radiations UV ou de l'interaction avec des surfaces minérales, a probablement conduit à une évolution chimique prébiotique, dont les produits pourraient avoir donné naissance à des structures biologiques primordiales. L'étude des premières étapes de la vie, en étudiant les traces laissées par les anciens processus biologiques, pourrait nous permettre de mieux comprendre les origines de la vie non seulement sur Terre, mais aussi dans d'autres régions de l'univers.

Le rôle de l'astrobiologie et de la géologie dans la compréhension de l'habitabilité des planètes

L’astrophysique et la géologie planétaire ont permis des avancées significatives dans la compréhension des conditions nécessaires à la vie sur d’autres planètes. Les recherches sur les atmosphères et la composition des corps célestes au-delà de la Terre ont révélé des éléments cruciaux pour évaluer la possibilité de vie extraterrestre, en particulier grâce à l’analyse des exoplanètes et des mondes de notre propre système solaire.

Une partie de cette étude se concentre sur la détermination des zones habitables, des régions où la température et la pression sont propices à la présence d’eau liquide, un élément essentiel pour la vie telle que nous la connaissons. Des travaux sur la dynamique de l'atmosphère de Mars, de Vénus et de Titan montrent des exemples fascinants de conditions extrêmes qui, dans certains cas, pourraient pourtant soutenir des formes de vie, si elles sont adaptées aux environnements de ces planètes.

Mars, par exemple, a subi des changements dramatiques au cours de son histoire. Les récentes découvertes suggèrent que cette planète a possédé de vastes océans et une atmosphère plus dense dans le passé, avant que des processus géologiques et climatiques n’entraînent la perte de sa majeure partie de son eau. Cependant, des traces d'eau, en particulier sous forme de glace dans le sous-sol, laissent penser que des formes de vie, ou du moins les conditions pour leur émergence, ont pu exister dans un passé lointain. Le rôle de la géologie martienne, notamment des dômes volcaniques et des failles tectoniques, dans l’historiographie de la planète est ainsi primordial pour comprendre les dynamiques passées de son climat.

De plus, l’étude des atmosphères des lunes de Jupiter et Saturne, telles que Europa, Titan ou Ganymède, offre des perspectives intrigantes. Europa, en particulier, pourrait abriter un océan sous sa surface de glace, un environnement qui, bien que très différent de la Terre, semble capable de supporter certaines formes de vie microbienne. L’exploration spatiale, avec des missions telles que la mission Europa Clipper, pourrait nous fournir des informations cruciales pour évaluer ces possibilités. La géologie de Titan, avec ses mers de méthane et son atmosphère dense, soulève également des questions sur les formes alternatives de chimie prébiotique, qui pourraient exister dans un contexte où l’eau est remplacée par d’autres solvants.

La recherche sur les astéroïdes et les comètes, souvent décrits comme des vestiges de la formation du système solaire, a également mis en lumière des conditions propices à la création des premiers éléments de la vie. L’accrétion de molécules organiques à partir de l’impact de micrométéorites pourrait avoir été un facteur clé dans l’apparition de la vie sur Terre, et ces mêmes processus sont également étudiés dans le cadre des mondes extraterrestres.

Les avancées récentes dans les technologies de détection, comme les télescopes spatiaux et les sondes interplanétaires, ont permis d’élargir notre compréhension des atmosphères et des surfaces de ces corps célestes. L’analyse des données recueillies permet de cartographier les éléments essentiels, tels que les minéraux, les gaz atmosphériques et la présence de chaleur interne, tous liés à l’habitabilité d’un monde donné. Ces informations sont d’autant plus cruciales dans le cadre de la recherche de biosignatures, des signes potentiels de vie passée ou présente.

Ainsi, la compréhension de la géologie et de l’atmosphère des planètes et de leurs lunes constitue un pilier fondamental pour étudier les conditions d’habitabilité ailleurs dans l’univers. Ces recherches soulignent non seulement l'importance des caractéristiques géophysiques et chimiques pour la vie, mais aussi la nécessité d'un cadre interdisciplinaire qui combine l'astronomie, la géologie et la biologie.

Pour mieux apprécier les implications de ces découvertes, il est essentiel de comprendre que l’habitabilité ne se limite pas à la présence d’eau liquide ou de conditions similaires à celles de la Terre. Des environnements extrêmes, comme ceux observés sur Venus ou Titan, pourraient également abriter des formes de vie basées sur des chimies alternatives, ou tout au moins des processus chimiques capables de générer des structures complexes. De plus, l’impact des événements cosmiques, comme les impacts d'astéroïdes ou les éruptions volcaniques, joue un rôle clé dans l’évolution des atmosphères planétaires et de la vie potentielle.

Quelle est l'importance de l'altimétrie laser et radar pour l'étude de la topographie terrestre et planétaire ?

L’altimétrie laser, couramment désignée sous le nom de lidar, est une technique puissante qui, sur Terre, permet de mesurer la topographie d'une surface en utilisant la lumière laser. Lorsqu’elle est utilisée dans des environnements très végétalisés, comme les forêts tropicales denses, le lidar permet de recueillir des signaux de retour à la fois de la canopée végétale et de la surface terrestre sous-jacente. Ce double retour peut être séparé lors du traitement des données, permettant ainsi une observation directe de la topographie. Cette technique, qui a acquis une popularité particulière après sa mise en œuvre dans les jungles d'Amérique centrale et du Sud pour découvrir des ruines anciennes cachées sous une végétation dense (Chase et al., 2011), a également révélé des formations géomorphologiques subtiles, comme les « Carolina Bays » sur la côte Est des États-Unis. En outre, le lidar, et en particulier l’utilisation de la lumière verte, peut pénétrer les eaux claires et peu profondes, permettant ainsi de déterminer la profondeur des rivières, des lacs et des eaux côtières.

L'altimétrie laser n'est cependant pas exclusive à la Terre. Elle a été utilisée pour étudier la topographie de la Lune, de Mars, de Mercure, de Cérès (Figure 5.4) et même des astéroïdes 4-Vesta et 101955-Bennu. La première altimétrie laser planétaire a été réalisée lors des missions Apollo 15, 16 et 17 depuis l’orbite lunaire, avec une couverture assez limitée. Depuis lors, la technique a été déployée largement sur des corps sans atmosphère ou dotés d'atmosphères optiquement transparentes, où la mesure de la topographie et de la forme des surfaces s'avère essentielle.

Parallèlement, le radar fonctionne sur des principes similaires à l’altimétrie laser, mais utilise des ondes radio de quelques centimètres de longueur d'onde au lieu de la lumière. Un faisceau radar dirigé vers le sol permet d'obtenir des mesures d’altitude sous un aéronef ou un vaisseau spatial. Cependant, le plus souvent, ce sont des faisceaux orientés latéralement qui sont utilisés pour observer la surface d'une planète. La capacité du radar à mesurer à la fois le temps de trajet et le décalage Doppler des signaux réfléchis permet de caractériser la topographie de la surface ainsi que ses unités compositionnelles. L'utilisation du radar est cruciale pour l’étude des planètes ou des corps célestes enveloppés de nuages opaques, tels que Vénus et Titan, où la lumière ne peut pénétrer. En revanche, les données radar obtenues via des dispositifs comme le SAR (Synthetic Aperture Radar) ont permis de cartographier des zones étendues avec une haute résolution, ce qui est particulièrement utile pour obtenir des images détaillées de surfaces planétaires.

Les applications géologiques du radar incluent également l'interférométrie radar, ou InSAR, qui permet de détecter des mouvements minimes de la surface planétaire. Cette technique nécessite des images radar prises à différentes périodes pour analyser les changements topographiques, que ce soit des déplacements verticaux ou latéraux. InSAR est un outil puissant pour suivre la déformation des volcans, par exemple, à mesure que la lave pénètre les systèmes de failles. Contrairement aux méthodes traditionnelles qui nécessitent des relevés GPS ou l’utilisation de tiltmètres, l'InSAR permet d'obtenir des mesures plus rapides, moins coûteuses et souvent plus fiables, même dans des régions éloignées ou difficiles d’accès.

Une autre application notable du radar concerne l'étude de la topographie océanique, une zone souvent négligée dans les recherches géologiques. En effet, bien que la topographie de la Lune soit mieux connue que celle des fonds marins de la Terre, les avancées en matière de sonars multibeams ont permis des cartographies plus détaillées du fond marin. Cependant, il est étonnant de constater qu’à ce jour, environ 75 % des fonds océaniques demeurent peu connus. Les études récentes sur la topographie des océans ont été cruciales, notamment lors des recherches pour retrouver des épaves d’avions disparus, comme le vol 447 d’Air France ou le vol MH370 de Malaysia Airlines. Le manque de données précises sur le fond marin a compliqué ces recherches et mis en lumière l'importance d'une cartographie plus approfondie.

Les méthodes radar et lidar, bien que puissantes, ont néanmoins leurs limites, notamment en ce qui concerne la cartographie des océans terrestres. Ces derniers, dont la topographie reste largement inconnue, nécessitent des technologies complémentaires comme l’utilisation de sondes acoustiques ou la gravimétrie pour mesurer les variations de la surface océanique. Les progrès dans l’étude de la bathymétrie et la cartographie des océans devraient donc être une priorité pour mieux comprendre la dynamique terrestre et améliorer nos capacités à surveiller l’environnement global.

Comment les objets proches de la Terre influencent les risques d'impact et les stratégies de défense planétaire

Les objets proches de la Terre (NEOs, pour Near-Earth Objects) comprennent une grande variété de corps célestes qui partagent des orbites susceptibles de croiser celles de la Terre. Parmi ces objets, on distingue principalement les astéroïdes et les comètes, des catégories qui deviennent de plus en plus difficiles à séparer en raison de similitudes dans leurs trajectoires et leurs caractéristiques physiques (Jewitt & Hsieh, 2022). Ces objets jouent un rôle crucial non seulement dans la compréhension de la formation du système solaire, mais aussi dans l’évaluation des risques d'impact pour notre planète. Un élément clé pour cette analyse est la trajectoire de ces objets, leur taille, ainsi que leur composition, qui détermine la manière dont ils interagiront avec l’atmosphère terrestre et la surface de la Terre.

Les astéroïdes proches de la Terre se divisent en quatre groupes principaux : les Apollos, les Atens, les Amors et les Atiras. Les Apollos sont les plus menaçants en raison de leurs trajectoires qui croisent l'orbite terrestre. Ils représentent environ 80 % des impacts potentiels sur la Terre. Les Atens, quant à eux, suivent des trajectoires qui les amènent à s’éloigner de l’orbite terrestre mais qui peuvent également présenter un risque. Les Amors, situés entre l’orbite de la Terre et celle de Mars, orbitent sans jamais croiser directement l'orbite terrestre, mais leur potentiel d'impact demeure. Enfin, les Atiras, également appelés Apoheles, suivent des orbites situées entièrement à l’intérieur de l'orbite terrestre. Ces distinctions sont importantes, car elles permettent de déterminer quels objets ont les plus grandes chances d'entrer en collision avec la Terre.

L’étude de la composition et de la structure des astéroïdes et des comètes est essentielle pour évaluer leur comportement en cas de collision avec notre planète. Les objets à la structure « lâche » et peu dense, comme les comètes, sont plus susceptibles de se fragmenter en entrant dans l’atmosphère, tandis que les astéroïdes métalliques, plus solides, ont une bien plus grande chance de survivre à l'impact et de transférer leur énergie cinétique directement à la surface. Cette différence dans la composition des objets extraterrestres peut modifier de manière significative les conséquences d’un impact, tant en termes d'énergie libérée que des effets secondaires tels que les incendies et les tsunamis.

La mission DART (Double Asteroid Redirection Test) de la NASA, lancée en 2022, a fourni une évaluation concrète de la possibilité de dévier un objet céleste menaçant. L'impact de l'astronef DART sur le satellite Dimorphos de l'astéroïde Didymos a démontré que l’on pouvait modifier l’orbite d’un astéroïde, ce qui pourrait à l’avenir réduire les risques d’impact pour la Terre. Cependant, la taille et la composition de l'objet sont des facteurs déterminants dans le succès de ces manœuvres.

Le risque d’impact par des objets extraterrestres est régulièrement évalué par des agences comme la NASA, qui surveille les objets proches de la Terre en fonction de leur taille, de leur distance de passage, de leur vitesse relative et du danger qu'ils représentent. Bien que ces évaluations reposent sur des calculs sophistiqués, l’incertitude demeure. Par exemple, l’événement de Chelyabinsk, en Russie, survenu en 2013, a mis en lumière la difficulté de prévoir de tels impacts. Un objet de seulement 20 mètres de diamètre est entré dans l'atmosphère et a explosé, libérant une énergie équivalente à celle de 400 kilotonnes de TNT et provoquant plus de 1 500 blessés au sol. Cette explosion, bien que relativement modeste en termes d'énergie comparée à d'autres événements historiques, illustre l’ampleur des dégâts potentiels même pour de petits objets.

Il est également pertinent de mentionner des événements passés comme la destruction présumée de la ville de Tall el-Hammam, en Jordanie, il y a environ 3 600 ans, qui aurait été causée par un boule de feu atmosphérique. Bien que cette hypothèse ait été largement remise en question, elle soulève néanmoins la possibilité que des impacts d'astéroïdes aient influencé des civilisations anciennes. D’autres événements, comme l'explosion de Tunguska en 1908, restent parmi les plus célèbres. Un objet d'environ 50 mètres a explosé dans l’atmosphère, libérant une énergie comparable à celle de plusieurs mégatonnes de TNT. Cet événement a ravagé une vaste zone forestière en Sibérie, mais, fort heureusement, il s’est produit dans une région peu habitée.

En dépit de ces événements spectaculaires, il est important de noter que les objets qui passent à proximité de la Terre varient considérablement en taille. Les plus petits objets, de quelques millimètres à quelques mètres, ne représentent pratiquement aucun danger car ils se désintègrent dans l’atmosphère. Mais au fur et à mesure que la taille des objets augmente, les conséquences d'un impact deviennent de plus en plus graves. À titre d'exemple, un objet de 30 mètres, comme celui qui a frôlé la Terre en 2013, serait capable de libérer l’équivalent de 400 kilotonnes de TNT en énergie, un impact largement capable de causer des destructions locales et des blessures.

Cependant, la technologie de surveillance des objets proches de la Terre s'est considérablement améliorée depuis les dernières décennies. La cartographie des feux atmosphériques détectés, par exemple, permet de repérer les objets de plus grande taille qui risquent de pénétrer dans l’atmosphère terrestre. Mais la tâche est complexe, car de nombreux événements se produisent dans des zones isolées, rendant l’étude de l'impact initial difficile, comme ce fut le cas avec l'événement de Tunguska. Les progrès en matière de détection et de suivi des objets célestes nous permettent de mieux comprendre le potentiel d'impact, mais une grande incertitude persiste encore sur la capacité réelle à anticiper et à dévier de tels objets.

Il est essentiel de garder à l'esprit que, même si ces événements sont rares, le risque existe. Chaque passage d'un objet proche de la Terre qui ne se traduit pas par un impact reste une occasion d’améliorer notre compréhension et de tester les systèmes de défense. À mesure que notre capacité à détecter et à comprendre ces objets se perfectionne, le défi devient celui de la préparation et de la prévention. Les prochaines missions, comme celles menées par DART, permettront peut-être d’apporter une réponse concrète aux risques d'impact tout en nous offrant une meilleure connaissance de l'environnement spatial qui entoure notre planète.

L'évolution de l'eau sur Venus et Mars : Un aperçu de la disparition des océans et de l'impact des processus planétaires

Sur Venus, l'analyse du rapport D/H (deutérium/hydrogène) dans son atmosphère moderne montre une valeur de 1:10, ce qui est 3 à 8 fois plus faible que celui observé sur Terre, qui est de 1:1000. Cette différence suggère que l'eau sur Venus a été modifiée par des processus atmosphériques et peut-être par un apport de gaz volcaniques ou de comètes. Une interprétation conservatrice de ces résultats indique qu'une partie de cette différence pourrait résulter d’un déséquilibre entre la perte d'eau par évasion dans l'atmosphère et son éventuel réapprovisionnement par des éruptions volcaniques (Bertaux et Clarke, 1989). Le rapport isotopique aurait pu être influencé par des fluctuations de l'irradiance solaire, ce qui a conduit à une dissociation de l'eau dans la haute atmosphère par les rayons ultraviolets extrêmes, entraînant ainsi la perte d'hydrogène. Ce processus aurait pu se produire à un rythme suffisant pour éliminer les océans de Venus en seulement 600 millions d’années (Jones et Pickering, 2003).

Les recherches récentes suggèrent que Venus aurait pu avoir de l'eau liquide en surface pendant plus de 3 milliards d'années, mais les températures élevées et l’irradiation ultraviolette ont probablement entraîné une perte rapide de cette eau, avec une érosion atmosphérique qui a contribué à la disparition de l’hydrogène. Ce phénomène soulève la question de la nature de l'hydrolyse, notamment si l’eau présente sur Venus provenait d’un apport interne (volcanisme ou éruptions) ou d’une origine externe, comme celle des comètes (Donahue, 1995). Un modèle envisage également que les océans anciens sur Venus aient pu être influencés par les marées, qui ont à leur tour modifié la rotation de la planète et facilité la formation de nuages (Way et Del Genio, 2020).

En parallèle, Mars présente un scénario similaire avec la possibilité qu’un océan majeur ait existé dans ses plaines septentrionales pendant l'Héspérien, il y a environ 3 à 4 milliards d'années. Ce modèle repose principalement sur des observations morphologiques et des analyses de topographie, bien que des études récentes indiquent que l’érosion fluviale et les anciens canaux pourraient bien avoir servi de vestiges à ces océans (Di Achille et Hynek, 2010). L'absence d'eau liquide sur Mars aujourd'hui n’est pas seulement due à la perte atmosphérique, mais aussi à des phénomènes plus complexes, tels que des changements dans l'obliquité de la planète et la présence potentielle de réservoirs d’eau dans la croûte martienne (Carr et Head, 2019).

La question de l’existence des océans souterrains sur les corps glacés du système solaire externe, tels que Europe, suscite un intérêt croissant. Il a été démontré que plusieurs de ces corps possédaient des océans sous-glaciaires, comme Europa, où les observations topographiques, gravitationnelles et thermiques montrent l'existence de réservoirs d'eau liquide sous une croûte de glace. Ces océans sont souvent considérés comme plus favorables à la vie que les océans de surface, en raison de la protection qu’ils offrent contre les radiations cosmiques (Stern, 2021). La dynamique de ces océans pourrait ressembler à celle de Mars ou Venus dans une version différente, où l’eau liquide est contenue sous des couches de glace plutôt que dans des océans ouverts à l'atmosphère.

Les données récentes sur Europa suggèrent qu'un océan sous la surface de la lune pourrait contenir un volume d'eau comparable à celui des océans terrestres. Cette hypothèse repose sur des observations de reliefs géologiques montrant des structures d’impact semblables à celles trouvées sur d’autres satellites glacés, telles que les palimpsestes sur Ganymède. Ces formes géologiques, combinées à des anomalies magnétiques et thermiques, renforcent l’idée que de l’eau sous forme liquide existe sous la surface, bien que des questions subsistent sur sa stabilité à long terme (Turbet et Forget, 2019). De nouvelles données recueillies par la mission Tianwen-1 sur Mars et le rover Zhurong confirment que ces processus sont communs dans notre système solaire et pourraient se produire également sur d’autres corps glacés (Xiao et al., 2023).

Le D/H de l'eau présente sur Mars, mesuré à partir des météorites SNC, est cinq fois plus élevé que celui de la Terre et comparable à celui de l'atmosphère vénusienne. Ce rapport suggère que Mars, tout comme Venus, a subi une perte d’hydrogène importante, ce qui a mené à la disparition de son eau liquide de surface. Ce processus de perte isotopique, associé à un changement dans la composition de l'atmosphère martienne, a contribué à transformer la planète en un désert aride.

Dans ce contexte, il est essentiel de comprendre non seulement les mécanismes physiques de la perte de l'eau, mais aussi les processus géochimiques sous-jacents. L’interaction entre les atmosphères, les surfaces planétaires et les réservoirs internes d’eau a façonné l’évolution de ces mondes. Les recherches futures sur les océans sous-surface, que ce soit sur Mars, Venus ou d’autres corps glacés, pourraient nous fournir des indices cruciaux sur l'histoire de l'eau dans le système solaire et sur la possibilité d’y découvrir des formes de vie.

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