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Des milliards de Terre

L'exoplanète Kepler 22b est 2.4 fois plus grande que la Terre et gravite dans la zone habitable autour d'une étoile solaire de type G située à quelques 600 années-lumière de la Terre. Mais aucune donnée ne permet à ce jour de conclure que cet astre ressemble à la Terre comme le présume cette iillustration. Documents T.Lombry.

A la recherche des exoplanètes (I)

Sachant que le système solaire comprend 8 planètes, une planète naine et quantité d'autres corps célestes, peut-on découvrir ailleurs dans l'espace des systèmes planétaires équivalents et des exoplanètes à l'image de la Terre ?

Après des années et des décennies de recherches infructueuses, les astronomes ont fini par obtenir la réponse qu'ils attendaient : Oui, il existe d'autres systèmes planétaires dans la Galaxie et vraisemblablement au-delà. Et ils en apportèrent la preuve qui fit à l'époque une grosse impression tant dans la communauté scientifique que dans les clubs fermés plus spirituels.

Rappel historique

La première exoplanète fut découverte en 1990 par Aleksander Wolszczan autour du pulsar PSR B1257+12 situé dans Vierge grâce au radiotélescope d'Arecibo. Ce système abrite 4 exoplanètes.

A part ce cas particulier, la première exoplanète orbitant autour d'une étoile de type solaire fut découverte en 1995 par les astrophysiciens Michel Mayor et Didier Queloz de l'Observatoire de Genève en Suisse. Il s'agit de 51 Pegasis b, surnommée "Bellerophon", située à environ 50 années-lumière de la Terre.

Cas plutôt rare avec les moyens actuels, l'exoplanète fut découverte en lumière blanche lors de son transit devant l'étoile hôte grâce au télescope de 1.93 m de Haut-Provence (OHP) tandis que les données furent traitées en Suisse.

En utilisant des télescopes toujours plus puissants, y compris des télescopes orbitaux comme Corot et surtout Kepler et des méthodes de détection plus affinées, sur plus de 150000 étoiles étudiées, début 2017 les astronomes avaient identifié 3610 exoplanètes dans 2704 systèmes planétaires dont 610 systèmes contiennent plusieurs exoplanètes. Plus de 3000 autres candidates doivent encore être confirmées.

De l'autre côté des distances, l'exoplanète la plus éloignée dans notre Galaxie est OGLE-235/MOA-53 située à 17000 années-lumière (5300 pc) du Soleil mais il en existe certainement jusqu'aux limites de la Voie Lactée.

Depuis son lancement en 2009, grâce à Kepler les astronomes ont découvert plus d'une centaine d'exoplanètes de la taille de la Terre. Tous ces astres gravitent dans la zone habitable autour d'une étoile de classe spectrale G, K ou M.

En moyenne, chaque année les astronomes découvrent une vingtaine d'exoplanètes, essentiellement par des méthodes indirectes : mesure de la vitesse radiale, astrométrie, transit, microlensing, etc. Une dizaine d'exoplanètes seulement ont été découvertes de manière directe, par photographie soit en lumière blanche soit en infrarouge. Toutes les exoplanètes sont recensées dans les catalogues de la NASA et du CNRS.

A voir : Kepler Orrery IV

Animation des systèmes exoplanétaires

Distribution et caractéristiques des principales exoplanètes découvertes par l'observatoire orbital Kepler entre 2009 et 2015. Documents NASA.

Moins de 10 % des exoplanètes cataloguées ont une masse 10 fois inférieure à celle de Jupiter. Le nombre d'éventuelles exoplanètes telluriques reste donc encore relativement faible.

Sur l'ensemble des systèmes planétaires connus, à ce jour deux systèmes seulement ont un cortège de 4 exoplanètes : le pulsar B1257+12 précité et Mu Arae tandis que le système de 55 Cancri contient 5 exoplanètes, la dernière ayant été découverte en 2007. Le record du nombre d'exoplanètes est détenu par trois systèmes qui possèdent chacun 7 exoplanètes :  HD 10180, Kepler-90 alias KOI-351 et Trappist-1.

Les exoplanètes telluriques dans la zone habitable

On entend par zone habitable, une région planétaire où la température permet la présence d'eau liquide en surface et donc voisine de 0°C. Cet astre peut bien entendu supporter des écarts importants de température variant par exemple sur Mars entre -140°C en hiver au pôle Nord et +27°C à midi en été à l'équateur. La Terre connaît également des écarts de température assez importants entre -89.2°C à Vostok en Antarctique à +56.7°C à Furnace Creek au Groenland et régulièrement plus de 50°C sous les Tropiques.

Pour évaluer objectivement la viabilité d'une exoplanète, les planétologues et les exobiologistes ont développé plusieurs indices :

- l'ESI (Earth Similarity Index) ou indice de similarité avec la Terre

- le PHI (Planetary Habitability Index) ou indice d'habitabilité planétaire

- le BCI (Biological Complexity Index) ou indice de complexité biologique.

On y reviendra dans l'article consacré à la recherche de planètes habitables.

Passons à présent en revue quelques exoplanètes telluriques particulièrement intéressantes.

Proxima b

L'histoire de la découverte de Proxima b s'est échelonnée sur 10 ans. Compte tenu des moyens actuels, c'est un délai relativement long quand on sait que cette exoplanète gravite autour de l'étoile la plus proche du Soleil, est d'une magnitude relativement brillante et qu'elle fut observée avec les télescopes les plus puissants du monde. Compte tenu de la proximité de cette exoplanète et des difficultés rencontrées pour la débusquer, il est intéressant de détailler l'histoire des recherches qui ont conduit à sa découverte.

Les astronomes connaissent le système triple de Rigil Kentaurus (mieux connu sous son ancienne désignation "Alpha du Centaure" car l'UAI l'a modifié en 2016) depuis sa découverte par Robert Innes en 1915. On a également découvert assez rapidement que Proxima du Centaure était l'étoile la plus proche du système solaire, qu'on situe aujourd'hui à 1.3 pc ou 4.243 années-lumière (parallaxe de ~768 mas) contre 4.367 années-lumière pour Rigil Kentaurus. Proxima du Centaure dont on voit une image ci-dessous est une étoile naine rouge de 0.12 M sur la Séquence principale et très active, présentant notamment un vent stellaire très puissant et d'importantes et gigantesques éruptions de matière.

L'étoile Proxima du Centaure photographiée en 2013 au moyen du Télescope Spatial Hubble.

En 1996, dans le cadre d'une étude de six étoiles naines brunes proches et de classe spectrale M, Al Schultz du STScI et son équipe utilisèrent le spectrographe FOS du Télescope Spatial Hubble utilisé comme caméra coronographique pour étudier Proxima du Centaure. Suite à cette étude, deux ans plus tard ils annoncèrent dans le magazine The Astronomical Journal avoir observé un excès de lumière à 0.5" de Proxima du Centaure. Sur une période de 103 jours, ce point lumineux se déplaça sur le fond du ciel, laissant penser qu'il pourrait s'agir d'une exoplanète. Observé en lumière rouge, l'objet semblait distant d'environ 0.5 UA de l'étoile et paraissait environ 7 magnitudes plus faible que celle-ci (Mv ~18). A l'époque, la période de révolution de cette éventuelle exoplanète était estimée à plus ou moins 1 an.

Mais en 1998, les astronomes David Golimowski de l'Université Johns Hopkins et Daniel Schroeder du Beloit College furent incapables de détecter l'éventuelle exoplanète dans les images prises par la caméra grand champ WFPC2 du Télescope Spatial Hubble; il n'existait rien entre 0.12 et 1.1 UA de Proxima du Centaure.

En 1999, une analyse astrométrique (mesure de positions) conduite par Fritz Benedict de l'Observatoire McDonald et ses collègues ne trouva aucune preuve de l'existence d'une exoplanète de plus de 0.8 Mj et d'une période comprise entre 1-1000 jours autour de Proxima du Centaure.

En résumé, si toutes ces observations furent négatives, elles apportaient de nouvelles contraintes très utiles : s'il existait une exoplanète, elle devait soit évoluer à moins de 0.12 UA et être peu massive soit évoluer à plus de 1.1 UA et être aussi massive que Jupiter.

En 2012, l'équipe dirigée par Guillem Anglada-Escudé de la Carnegie Institution de Washington publia les résultats d'une étude des mesures Doppler réalisées grâce au spectromètre HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) installé sur le télescope de 3.6 m de l'Observatoire de La Silla de l'ESO. Grâce à un nouvel algorithme d'analyse, les auteurs avaient détecté un signal très marginal d'une période de 5.6 jours mais qui ne permit pas de confirmer l'existence d'une exoplanète autour de Proxima du Centaure.

Finalement en 2014, dans le cadre d'une étude à long terme des étoiles proches du Soleil, une équipe dirigée par John Lurie de l'Université de Washington publia les résultats de près de 13 années de mesures astrométriques de Proxima du Centaure réalisées par les astronomes de l'Observatoire du CTIO. Ces résultats montraient l'existence possible d'un astre de la masse de Jupiter ayant une période de révolution comprise entre 2-12 ans. Cette exoplanète graviterait donc au-delà de 1 UA et loin en dehors de la zone habitable. A ce jour, cette éventuelle exoplanète géante n'a pas été découverte.

En parallèle, les astronomes ont étudié la deuxième composante du système triple, Alpha du Centure B située à 4.37 années-lumière soit 0.13 années-lumière ou 9800 UA de Proxima du Centaure. En 2012, Xavier Dumusque de l'Observatoire de Genève en Suisse et son équipe de l'ESO annonçèrent la découverte d'une exoplanète d'une période de 3.24 jours. Toutefois, selon une étude publiée en 2015 par Vinesh Rajpaul et ses collègues de l'Université d'Oxford, il s'agissait en fait d'un signal fantôme dans les données originales.

Finalement, l'existence d'une ou deux éventuelles exoplanètes dans le système du Centaure n'a jamais été validée. Aussi, dans le cadre d'une nouvelle campagne intitulée "Pale Red Dot", les astronomes ont eu la bonne idée réexaminer ce système triple début 2016.

Illustrations de l'exoplanète Proxima b orbitant autour de Proxima du Centaure, une étoile naine rouge située à 4.3 a.l. agencée en système triple. Documents T.Lombry.

Cet examen suscita des rumeurs dont le magazine allemand Der Spiegel se fit l'écho. Le journaliste cita une source anonyme qui prétendait travailler avec une équipe d'astronomes de l'ESO à La Silla, déclarant qu'une exoplanète aurait été découverte autour de Proxima du Centaure en 2016. Et de fait, après la période habituelle d'embargo, le 24 août 2016, au cours d'une conférence de presse l'ESO annonça la découverte d'une exoplanète tellurique autour Proxima du Centaure : Proxima b.

La masse de Proxima b vaut environ 1.3 fois celle de la Terre et elle gravite à 0.05 UA soit 7 millions de kilomètres de Proxima du Centaure, l'équivalent de 5 % de la distance Terre-Soleil ou 10 % de la distance Mercure-Soleil. Contrairement à ce qu'on pourrait penser, cette proximité ne veut pas dire que sa température de surface est élevée car le rayon de l'étoile naine vaut seulement 1/10e de celui du Soleil et sa luminosité est 1000 fois plus faible. Proxima b gravite donc dans la zone habitable de Proxima du Centaure et tellement près de l'étoile qu'elle boucle sa révolution en 11.2 jours. Proxima b reçoit toutefois 100 fois plus d'énergie que la Terre.

Proxima b présente une rotation synchrone, c'est-à-dire qu'elle présente toujours la même face à son étoile. Si nous savons déjà que cette exoplanète est rocheuse avec un rayon minimum de 0.94 R (avec R = 6371 km) soit 5989 km et un rayon maximum de 1.40 R soit 9819 km. En considérant sa taille minimale et une masse de 1.1 M, sa composition pourrait être similaire à celle de Mercure, avec un noyau métallique représentant 65 % de la masse de l'exoplanète (contre 32.5 % pour la Terre) entouré d'un manteau rocheux de silicates séparé en deux phases. La limite entre les deux matériaux se situerait vers 1500 km de profondeur.

A gauche, diagramme masse-rayon comparant les positions de plusieurs exoplanètes connues à celles de planètes du système solaire. Les courbes correspondent à certaines compositions spécifiques utilisées dans le modèle de structure interne utilisé par l'équipe de Bastien Brugger du Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (LAM). La zone d’existence de Proxima b, dessinée en gris, prend en compte l’incertitude sur sa masse minimale et ses différentes compositions possibles. La masse réelle de Proxima b peut aussi se trouver au-delà de cette zone grisée. A droite, comparaison des deux cas extrêmes de modélisation de Proxima b comparés à la Terre. A gauche, le plus grand rayon autorisé (65 % de noyau métallique, entouré d’un manteau rocheux séparé en deux phases) et à droite, le plus grand rayon autorisé (50% de manteau rocheux entouré d’une couche d’eau sous forme solide puis liquide). Documents B.Brugger et al./LAM/CNRS (2016).

Nous ignorons encore la nature de sa surface, si Proxima b dispose d'étendues liquides, de surfaces glacées ou désertiques. Parmi les modèles testés par l'équipe du planétologue Bastien Brugger du Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (LAM) en collaboration avec Jonathan I. Lunine de l'Université Cornell, Proxima b pourrait être une "planète océan" avec un océan couvrant toute sa surface et une eau de nature similaire à celle que pourraient avoir certaines lunes de Jupiter ou de Saturne.

Si sur Terre la masse d'eau ne dépasse pas 0.05 % de la masse de la Terre, si on considère cette fois que Proxima b mesure 8920 km de rayon, pour une masse de 1.46 M le manteau rocheux représentait 50 % de la masse et serait entouré d'eau à l'état solide puis liquide représentant également 50 % de la masse. Dans ce cas, Proxima b serait couverte d'un océan liquide de 200 km de profondeur. Dans les abysses la pression serait tellement élevée que l'eau se transforme en solide, en glace, avant d'arriver à la limite avec le manteau situé à 3100 km de profondeur. Dans ces conditions extrêmes, une fine atmosphère gazeuse pourrait envelopper l'exoplanète, rendant Proxima b habitable.

Ceci dit, d'autres scénarii indiquent que Proxima b pourrait avoir subit les effets néfastes des rayons ultraviolets et X de son étoile chaude bien plus active que le Soleil. Dans ce cas, la surface de l'exoplanète serait totalemenrt désertique et sèche et sa taille serait un peu plus faible que dans le cas d'une planète océan.

Il ne fait aucun doute que Proxima b fera l'objet de nombreuses recherches dans les prochaines années. La mesure des abondances stellaires en éléments lourds (Mg, Fe, Si, etc.) permettra notamment de restreindre les compositions possibles de Proxima b tout en permettant de déterminer plus précisément son rayon.

On peut même certifier que le jour où des télescopes optiques de plusieurs dizaines de kilométriques de diamètre seront opérationnels (dans l'espace ou sur la Lune), les astronomes auront la possibilité d'observer directement des détails de son atmosphère ou de sa surface.

Nous reviendrons sur l'étoile Proxima du Centaure dans l'article consacré à la diversité des étoiles en particulier à propos des naines rouges.

Gliese 581c

La première exoplanète ayant une température superficielle comprise entre -3°C et +40°C est Gliese 581c. Elle fut découverte le 25 avril 2007 par une équipe internationale constituée d'astronomes français, suisses et portugais utilisant le télescope de 3.6 m de l'ESO installé à La Silla au Chili.

L'étoile hôte Gliese 581 alias HO Librae est une naine rouge (spectre M2.5 V) située à 20.5 années-lumière dans la constellation de la Balance et brillant d'un éclat rouge à la magnitude 10.55. Cette étoile est parvenue au stade final de son existence. Elle brille 50 fois moins que le Soleil, présente une masse d'environ 0.31 M pour un rayon estimé à 0.38 R. C'est donc une petite étoile. Suite à son longue évolution, son atmosphère contient 36 à 62 % d'éléments lourds de plus que le Soleil. Ce système pourrait abriter 3 exoplanètes.

L'exoplanète Gliese 581c gravite 14 fois plus près de son étoile (0.073 UA soit 10.7 millions de km) que la Terre du Soleil et accomplit sa révolution en 12.9 jours seulement, donc six fois plus rapidement que Mercure. Sa masse est environ 5.5 M (0.017 Mj) pour un rayon 50 % plus grand que celui de la Terre.

Son indice ESI = 0.70, PHI = 0.40 mais son indice BCI = 1.95 soit supérieur à celui de la Terre (BCI = 1.88 pour la Terre) ! Cette exoplanète est tellurique et donc viable mais nous ignorons si elle abrite une forme de vie faute d'instrument adapté à ce type de recherche.

Wolf 1061c

Parmi ces exoplanètes telluriques situées dans la zone habitable, donnons une mention spéciale au système Wolf 1061 situé à seulement 14 années-lumière dans la constellation d'Ophiuchus (Serpentaire). L'annonce de sa découverte par l'équipe de Duncan Wright de l'Observatoire australien UNSW fut publiée le 16 décembre 2015.

A gauche, localisation du système Wolf 1061 (en orange) à partir d'images du catalogue Aladin Sky Atlas. A droite, une illustration par Ron Miller de la zone crépusculaire du terminateur de Wolf 1061c de 5.2 masses terrestre où l'eau pourrait exister à l'état liquide.

Wolf 1061 alias BD-12 4523 est une étoile variable (V2306 Oph) de type BY Draconis dont la magnitude apparente varie entre 10.05 et 10.1 et de type spectral M3.5V. Le système Wolf 1061 abrite 3 exoplanètes mais seule Wolf 1061c orbite dans la région interne de la zone habitable. La masse de ces exoplanètes est respectivement d'au moins 1.4, 4.3 et 5.2 M.

Wolf 1061c gravite à seulement 0.084 UA soit 12.6 millions de kilomètres de son étoile et boucle sa révolution en 17.8 jours seulement. Cette exoplanète présente probablement une face assez chaude voire trop chaude pour supporter la vie. En revanche, la région crépusculaire du terminateur conviendrait certainement au développement de la vie comme l'a imaginé Ron Miller ci-dessus.

Etant située très près du système solaire, Wolf 1061c est l'une des exoplanètes qui sera certainement le plus étudiée au moyen des grands télescopes spatiaux et les techniques interférométriques. Il est possible que d'ici quelques décennies les astronomes obtiennent la première photographie directe de cette exoplanète.

Trappist-1

En 2016, dans le cadre du projet SPECULOOS (Search for Habitable Planets EClipsing ULtra-COOl Stars), grâce au télescope TRAPPIST (TRAnsiting Planets and PlanetesImals Small Telescope) exploitant un télescope robotisé de 60 cm de diamètre installé à l'observatoire de l'ESO à La Silla, une équipe internationale d'astronomes dirigée par Michaël Gillon de l'Université de Liège (voilà d'où viennent ces surnoms humoristiques bien belges !) découvrit 3 exoplanètes telluriques autour de l'étoile naine froide Trappist-1 de magnitude 18.8 située à 39.5 années-lumière de la Terre dans la constellation du Verseau. En 2017, grâce au télescope spatial Spitzer, les astronomes ont découvert quatre nouvelles exoplanètes dans ce système, totalisant comme nous l'avons évoqué 7 exoplanètes.

Ces exoplanètes évoluent très près de leur étoile, entre 0.011-0.06 UA (contre 0.357 UA pour Mercure). De ce fait, en vertu des lois de Kepler, leur période de révolution varie entre 1.5 et 20 jours seulement contre 1 an pour la Terre.

A voir : NASA & TRAPPIST-1, 2017

Les Speculoos de l'espace - Si tu écoutes le sketch

A consulter : Portail TRAPPIST, U.Liège

A gauche, tableau récapitulatif des exoplanètes du système Trappist-1 situé à 39.5 a.l. dans le Verseau. Il possède 7 exoplanètes telluriques gravitant autour d'une étoile naine brune de ~2550 K. La surface des exoplanètes serait partiellement couverte d'eau liquide. Les 3 exoplanètes Trappist-1e, f et g sont situées dans la zone habitable et pourraient posséder chacune un océan sous certaines conditions atmosphériques à confirmer, d'où le parallèle avec le système solaire. A droite, ilustrations artistiques du système vue depuis l'une des exoplanètes habitables. Documents NASA adapté par l'auteur et ESO/M.Kornmesser.

C'est la première fois dans l'histoire de l'astronomie que les astronomes peuvent étudier directement l'atmosphère d'exoplanètes telluriques. En effet, généralement les astres sont tellement éloignés et pâles que les étudier avec nos moyens actuels relève de l'utopie. Dans ce cas-ci, les astronomes peuvent analyser leur atmosphère, déterminer les quantités d'hydrogène, d'oxygène, de carbone et d'eau notamment et dans dix ans nous pourrons probablement savoir si ces planètes présentent ou non des traces de vie.

En revanche, vu sa distance, ce système planétaire restera un objectif théorique et malheureusement inaccessible. En effet, à la vitesse d'une navette spatiale (28163 km/h soit 7.8 km/s), il faudrait environ 1.5 million d'années pour l'atteindre, 800000 ans à la vitesse de la sonde spatiale New Horizons (51516 km/h soit 14.3 km/s) et 200 ans en utilisant une nanovoile laser propulsée à 20 % de la vitesse de la lumière soit 60000 km/s...

Ceci dit, Trappist-1 représente un système planétaire très intéressant à étudier qui mérite bien quelques commentaires supplémentaires.

Propriétés de l'étoile

Selon les mesures réalisées en 2016 par Michaël Gillon de l'Université de Liège et son équipe, Trappist-1 est une naine froide et pâle de type spectral M8V d'une température effective d'environ 2550 K soit 2280°C. Elle présente un rayon de seulement 0.114 R ou environ 79300 km, soit à peine 12 fois le rayon de la Terre et 12  % de plus que Jupiter.

Illustration du transit des exoplanètes devant Trappist-1. Document NASA/JPL-Caltech.

Sa masse est d'environ 0.08 M ou 84 fois celle de Jupiter, qui est aussi le minimum pour atteindre les pressions et températures requises pour déclencher les réactions thermonucléaires de fusion du deutérium et de l'hydrogène. Sa luminosité est de seulement 0.0005 L (0.05 % de celle du Soleil) qu'elle émet principalement en infrarouge.

Son atmosphère présente une métallicité 9 % supérieure à celle du Soleil ([Fe/H=0.04 contre 0.02].

Une étude publiée en 2016 par Peter Wheatley de l'Université de Warwick et son équipe basée sur les données recueillies par le satellite XMM-Newton et des simulations indique que Trappist-1 génère une forte émission d'UV lointains (FUV entre 200-122 nm) et EUV/XUV (entre 200-10 nm), c'est-à-dire aux longueurs d'ondes de transition vers les rayons X. Ces rayonnements ionisants irradient les exoplanètes Trappist-1b et c. Les relevés du satellite XXM-Newton indiquent une intensité en XUV 50 fois plus élevé que les prédictions.

Cet effet aurait fait disparaître l'équivalent de 15 fois la quantité d'eau contenue dans les océans terrestres. Toutefois, cela ne signifie pas qu'elles sont stériles et arides car elle peuvent encore contenir suffisamment de l'eau pour les rendre habitables. On y reviendra.

Les mesures obtenues par le satellite XMM-Newton indiquent également que Trappist-1 émet un rayonnement X à un niveau comparable à celui du Soleil pourtant beaucoup plus massif.

Selon une étude publiée en 2017 par l'astrobiologiste Rodrigo Luger de l'Université de Washington et son équipe, sur base de sa masse et luminosité, Trappist-1 est une étoile d'âge moyen (3-8 milliards d'années). Selon une autre étude sur les naines brunes publiée en 2004 par Fred Adams de l'Université de Michigan et son équipe, on estime que Trappist-1 peut ainsi survivre sans grands changements pendant 12000 milliards d'années.

Très proche du Soleil, Trappist-1 présente une parallaxe de 82.6 mas (~0.08"/an) et une vitesse radiale (dans la ligne de visée) d'environ -55 km/s, c'est-à-dire qu'elle se rapproche du système solaire.

Etant donné sa faible température superficielle, cette étoile présente donc une couleur rouge sombre à brune et appartient à un groupe hétérogène d'étoiles de très faible massse comprenant principalement des naines brunes qui représentent environ 15 % de la population stellaire. Les modèles prédisent qu'étant donné la faible masse de ce type d'étoiles et la petite taille de leur disque protoplanétaire, elles doivent abriter un grand nombre d'exoplanètes. Cette découverte en est un bel exemple.

De l'eau liquide sous conditions

Ces exoplanètes sont de taille similaire à celle de la Terre et toutes pourraient abriter de l'eau liquide au moins sur une partie de leur surface. Selon l'astronome Julien de Wit de l'Université de Liège, trois d'entre elles (Trappist-1e, f et g) gravitent dans la zone habitable et pourraient abriter des océans semblables à ceux de la Terre. Mais il y a des conditions à remplir.

Selon l'étude précité de Rodrigo Luger et son équipe, le flux stellaire incident (l'irradiance) à la distance de l'exoplanète Trappist-1h qui est la plus éloignée (0.06 UA, ce qui correspond par rapport à l'étoile à la position de Mars), l'irradiance totale est de 200 W/m2, sous les 300 W/m2 requis pour maintenir une surface d'eau liquide dans une atmosphère d'azote-gaz carbonique-eau. Par comparaison, à 1 UA du Soleil, l'irradiance solaire annuelle moyenne atteint 1361 W/m2 au sommet de l'atmosphère terrestre et atteint encore 1120 W/m2 en moyenne au niveau du sol.

Illustrations artistiques du système Trappist-1 vu depuis l'une de ses exoplanètes. Documents ESO/N.Bartmann/Space Engine et NASA/JPL-Caltech.

Sur base de simulations faites pour une étoile de 3000 K, on pourrait trouver les 100 W/m2 manquants dans l'effet de marée thermique (voir plus bas) mais à condition que ces astres présentent une forte excentricité orbitale, ce qui n'est pas possible compte tenu des orbites des exoplanètes Trappists-1f et h. De plus, ces exoplanètes ne pourraient pas présenter une épaisse atmosphère de gaz carbonique formée par condensation, la concentration de CO2 ne dépassant pas 100 ppm sous une pression de 1 bar d'azote. 

En prenant l'exoplanète Trappist-1h comme exemple (la plus facile à observer), selon les chercheurs, sa surface pourrait abriter de l'eau liquide si son atmosphère est riche en hydrogène soit d'origine primordiale soit résultant d'un dégazage continu des roches. Une atmosphère d'hydrogène-azote-eau ou de gaz carbonique-hydrogène pourrait fournir un effet de serre suffisant tandis que la chaleur interne de l'exoplanète pourrait encore réduire les exigences. Des analyses spectrométriques ultérieures permettront de préciser la composition de l'atmosphère de ces exoplanètes.

On pourrait aussi éventuellement trouver de l'eau liquide sous la surface glacée, tout dépendant de l'intensité du flux de chaleur interne. Sur base du flux géothermique terrestre, on estime que cet océan pourrait s'étendre sur 2.7 km de profondeur (la profondeur moyenne des océans sur Terre).

Mais ces seules conditions physico-chimiques, même si on les rencontre sur l'une ou l'autre des exoplanètes de ce système ne suffisent pas pour déclarer que la vie est possible dans ce système. En effet, cela dépend des orbites des exoplanètes et des propriétés et donc des émissions de l'étoile. Or, comme nous l'avons expliqué, Trappist-1 émet des rayonnements intenses UV et X qui peuvent rapidement détruire dans l'oeuf toute tentative de faire naître n'importe quelle forme de vie ou de faire pousser quoi que ce soit sur l'une de ces exoplanètes.

Des conditions de vie insupportables

Si plusieurs des exoplanètes du système Trappist-1 évoluent dans la zone habitable, on se pose naturellement la question de savoir si on pourrait vivre ou si la vie existe sur l'une d'entre elles. Malheureusement, les données préliminaires indiquent déjà que la réponse est plutôt négative pour différentes raisons.

D'abord sur le plan mécanique, selon les analyses publiées en 2017 par Michaël Gillon (en PDF) précité et son équipe et d'Alexandra Wize, plusieurs exoplanètes sont gravitationnellement orientées vers l'étoile par un effet de marée similaire à celui qui bloque la face visible de la Lune par rapport à la Terre, rendant les perspectives de développement de la vie plus difficiles. En effet, les conditions climatiques sont très rigoureuses avec des différences de température très marquées entre la partie éclairée et celle plongée dans l'obscurité entraînant par ailleurs d'importants mouvements atmosphériques (on ne parle pas encore de masses d'air) avec des rafales de vent violentes. Seule la région crépusculaire du terminateur serait peut-être viable avec des températures clémentes.

Illustration de l'exoplanète Trappist-1f située dans la zone habitable, en théorie. Document NASA/R.Hurt/T.Pyle.

Il existerait également des marées de chaleur significatives sur cinq des sept exoplanètes (sauf Trappists-1f et h) comme on en observe dans les interactions entre Io et Jupiter ou Encélade et Saturne. Selon l'étude de Rodrigo Luger précitée, leur intensité serait supérieure au flux géothermique total qu'on observe su Terre (valant au maximum 350 mW/m2).

Ensuite, il y a l'activité même de l'étoile. Alors qu'on imagine souvent que les étoiles naines sont des astres âgés et paisibles, thermonucléairement morts et donc peu actifs par référence aux vieilles étoiles naines dégénérées, c'est ignorer qu'elles peuvent encore non seulement rester chaudes très longtemps mais également émettre des rayonnements ionisants très intenses. Nous avons évoqué les émissions UV et X de Trappist-1, mais elle manifeste aussi d'intenses éruptions de matière.

Selon une étude publiée en 2017 par une équipe d'astronomes dirigée par Krisztián Vida de l'Observatoire Konkoly en Hongrie dans le cadre de la mission K2 du télescope Kepler, l'activité de Trappist-1 est importante et a priori préjudiciable à toute forme de vie au point qu'un débarquement sur l'une de ses exoplanètes serait très risqué.

Ainsi, sur une période d'observation de 80 jours, les chercheurs ont constaté que Trappist-1 émit 42 éruptions de haute énergie dont 5 soit 12 % étaient des éruptions complexes (contenant chacune de multiples éruptions en chaînes). L'éruption la plus intense fut comparable à la plus grande éruption solaire, le fameux évènement de Carrington survenu en 1859 (cf. le Soleil).

Si on imagine un jour coloniser les exoplanètes de ce système, il ne sera pas évident d'y survivre. En effet, sur Trappist-1 ces éruptions se produisent en moyenne toutes les 28 heures si bien qu'on peut parler d'un bombardement quasi constant. Les chercheurs ont évalué que l'intensité de ces éruptions était des centaines à des milliers de fois plus intenses que les tempêtes solaires frappant la Terre. Selon une autre étude publiée en 2016 par une équipe internationale d'astronomes dirigée par Olivia Venot de l'Université Catholique de Louvain (KUL), il faudrait 30000 ans pour que l'atmosphère de la Terre se stabilise après avoir subi seulement une seule de ces éruptions ! Quand on connaît les risques qu'il a déjà sur Terre à voler en haute altitude ou de séjourner dans l'espace pendant les éruptions solaires, on n'a plus trop envie d'aller se promener sur Trappist-1.

Les exoplanètes du système Trappist-1 évoluant 17 à 90 fois plus près de leur étoile que la Terre du Soleil, ce bombardement corpusculaire et ionisant intense et ininterrompu semble empêcher toute stabilité de leur atmosphère, rendant a priori très difficile toute implantation de la vie, même pour un organisme extrêmophile primitif.

La situation est déjà parfois difficile sur la Terre alors que la planète est protégée des pires effets du Soleil par sa magnétosphère. Or les chercheurs estiment que les exoplanètes de Trappist-1 ne présentent pas la même protection. De plus, dans une étude publiée en 2016 par Christina Kay de l'Université de Boston et son équipe consacrée aux CME impactant les exoplanètes en orbite autour des étoiles naines de type M, on apprend que les exoplanètes de Trappist-1 devraient disposer d'une magnétosphère présentant une induction magnétique de plusieurs dizaines de milliers de Gauss pour y résister. Par comparaison celle de la Terre est d'environ 0.58 Gauss soit 58 μT à la latitude de 50° et est plus faible encore à l'équateur.

On en déduit donc qu'il est peu probable que les conditions s'améliorent sur ces exoplanètes et quelle que soit leur distance à Trappist-1, elles sont pratiquement inhabitables.

HD 10180

Le système HD 10180 est le troisième système possédant 7 exoplanètes. Le système se situe à 127 années-lumière dans la constellation de l'Hydre. L'étoile est de type solaire (G) et brille à la magnitude visuelle 7.33. Le système comprend 5 planètes géantes gazeuses ressemblant à Neptune (13-25 M), un planète de la taille de Saturne (65 M) et surtout une planète de type terrestre (1.4 M), mais très chaude car située 50 fois plus près de son étoile que la Terre.

Document T.Lombry

Le système HD 10180 constitué de 7 exoplanètes. De gauche à droite, une vue générale du champ proche de l'étoile, une photographie de l'étoile de type solaire et une illustration artistique. Documents ESO et T.Lombry.

Nous avons vu à propos de Proxima b que la relation masse-rayon permet d'évaluer certaines propriétés physiques des exoplanètes et de considérer par exemple que les planètes rocheuses sont plus plus petites que les planètes gazeuses. Or une étude publiée en 2016 a balayé ce principe évidemment posé a priori.

Prochain chapitre

La relation masse-rayon et Kepler BD+20594b

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