Au moins depuis le xviie siècle et les Entretiens sur la pluralité des mondes publiés par Fontenelle en 1686, on se pose des questions sur la vie dans le système solaire. La découverte par Jean Dominique Cassini (1625-1712) des calottes polaires de Mars en 1666 – calottes qui changent de taille avec les saisons –, puis la découverte d’une atmosphère martienne et des variations saisonnières de l’aspect de cette même planète durant les xviiie et xixe siècles ont fait de Mars un bon candidat pour abriter une vie extraterrestre. Des vulgarisateurs, comme Camille Flammarion, des auteurs de romans, comme Herbert George Wells, se sont emparés de l’idée d’une vie martienne, qui est devenue très populaire.

En juillet 1965, cependant, la sonde Mariner 4 survola Mars pour la première fois, et les données très fragmentaires révélèrent un monde avec une surface « lunaire ». Les données ultérieures confirmèrent le caractère inhabitable de la surface actuelle, où la température moyenne est de - 50 °C et la pression très faible. Mais elles révélèrent aussi que les conditions avaient été beaucoup plus clémentes au début de l’histoire martienne et, en particulier, que de l’eau liquide coulait en surface il y a 3,5 milliards d’années. Une certaine forme de vie aurait pu exister dans ces périodes lointaines. Ne resterait-il pas des « fossiles », voire encore un peu de vie dans quelque coin reculé de la planète ? C’est ce que recherchent toutes les sondes martiennes actuelles et ce que rechercheront sans doute toujours les prochaines.

Pour qu’il y ait de la vie « à la mode terrestre », sur Mars ou ailleurs, il faut au moins quatre ingrédients : 1) du carbone ; 2) de l’eau liquide ; 3) des molécules carbonées complexes préexistantes, avant que la vie ne soit capable de les synthétiser elle-même ; 4) de l’énergie « thermodynamiquement noble ». 

Du carbone, il y en a partout dans le système solaire.

De l’eau liquide, il y en a eu en surface sur Mars, et il en reste dans le sous-sol profond à cause de la chaleur interne, en dessous de 5 à 10 km de profondeur. Il y en a également dans des « océans » superficiels sur au moins deux satellites de Jupiter (Europe) et de Saturne (Encelade), mais elle est recouverte d’une banquise d’au moins 10 km d’épaisseur (la température superficielle y est d’environ - 200 °C).

Quant aux molécules carbonées complexes, le vent solaire et le rayonnement cosmique en fabriquent à la surface des comètes et de certaines météorites, qui sont tombées sur tous les corps du système solaire. Et il peut s’en faire dans tous les endroits où de l’eau liquide est en contact avec des minéraux contenant du fer.

De l’énergie utilisable par la vie peut exister sous deux formes : la lumière solaire (en surface) et certaines réactions chimiques entre de l’eau chaude et des minéraux en profondeur. 

Ces quatre conditions étaient réunies à la surface de Mars au début de son histoire : de la vie a pu y naître. Mais avec la baisse de la pression atmosphérique et de la température, la période propice n’a duré qu’un milliard d’années. Depuis, la surface est devenue « invivable », mais il n’est pas exclu d’y trouver des traces de cette vie très ancienne. Surtout, ces quatre conditions sont encore réunies dans le sous-sol, en profondeur, et il n’est pas impossible qu’il y existe une vie « élémentaire ». Sur Terre, les vies de ce type (microbiennes) se traduisent par des dégagements de méthane. C’est pour cela que la recherche de méthane sur Mars est l’un des buts des missions actuelles.

Ces quatre conditions sont également présentes dans les océans d’Europe et d’Encelade. Tous deux sont chauffés à leur base par des volcans actifs et/ou des sources chaudes, où il pourrait exister tout ce qu’il faut pour qu’il y ait actuellement de la vie. Débusquer cette vie sous-glaciaire éventuelle devrait être un objectif pour les prochaines décennies. 

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