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A la recherche des exoplanètes

Des milliards de Terre (III)

Trappist-1

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 seulement 60 cm de diamètre installé à l'observatoire de l'ESO à La Silla, en 2016 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 découvrirent quatre nouvelles exoplanètes dans ce système, totalisant comme nous l'avons évoqué 7 exoplanètes.

Ces exoplanètes dont la masse varie entre environ 0.086 et 1.63 M (seule Trappist-1c est un peu plus grande que la Terre) évoluent très près de leur étoile, entre 0.011 et 0.06 UA (contre 0.357 UA pour Mercure). De ce fait, en vertu des lois de Kepler, leur période de révolution est très rapide, variant entre 1.5 et 20 jours seulement contre 1 an pour la Terre et 88 jours pour Mercure.

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 artistique du système Trappist-1. Document ESO/N.Bartmann/Space Engine.

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 UVE/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. Ce rayonnement 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 mais toute théorique car étant donné sa luminosité, comme la lave portée à plus de 1000°C est très brillante, Trappist-1 brille d'un éclat orangé. Elle 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. Documents T.Lombry 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.

Illustration artistique du système Trappist-1. Document NASA/JPL-Caltech.

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.

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 et d'importants flux de matière aux effets catastrophiques.

Ces conditions extrêmes en terme de température et de radiations ont été confirmées dans deux études publiées en 2017, l'une par Manasvi et Avi Loeb du CfA, la seconde par l'équipe de Cecilia Garraffo du CfA en collaboration avec l'Université du Massachussetts. On apprend notamment que Trappist-1 émet des courants de particules dont la pression au niveau de ses exoplanètes est 1000 à 100000 fois plus élevée que celle que le vent solaire exerce sur la Terre. Selon les chercheurs, il est même possible que le champ magnétique de l'étoile se connecte au champ magnétique des exoplanètes permettant aux particules du vent stellaire de plonger directement dans leur atmosphère. Si le flux est suffisamment intense, il pourrait arracher l'atmosphère des exoplanètes et peut-être même l'évaporer totalement, transformant à terme ces astres en désert stérile.

Outre les émissions UV et X, Trappist-1 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).

Illustration de l'exoplanète Trappist-1f d'environ 0.36 M située dans la zone habitable, en théorie. Document NASA/R.Hurt/T.Pyle.

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, son atmosphère et sa couche d'ozone sans oublier la Lune qui peut encore servir de bouclier face aux météorites. 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.

Dans ces conditions, selon Lingam et Loeb du CfA, les chances qu'une vie complexe existe sur l'une des trois exoplanètes situées dans la zone habitable de Trappist-1 sont inférieures à 1 % comparées aux possibilités de vie sur Terre. 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.

Tau Ceti

Cette fameuse étoile qui est citée dans plusieurs romans et films de science-fiction (Isaac Asimov, "Les Cavernes d'Acier", 1954; Larry Niven, "A Gift from Earth", 1968; Nicholas Meyer/Gene Roddenberry, "Star Trek II: La Colère de Khan", 1982, etc.) a fait rêver les romanciers mais la réalité est peut-être moins idyllique qu'on l'imagine.

Le disque de débris entourant Tau Ceti découvert en 2004 grâce à l'instrument SCUBA du JCMT. Document J.Greaves et al./JCMT/JAC.

Tau Ceti est située à 11.9 années-lumière dans la constellation de la Baleine. C'est une étoile jaune de magnitude apparente 3.5. C'est la 44e étoile la plus proche du Soleil et la 22e si on ne compte que les étoiles brillantes (Mv < 14) et naines. C'est une étoile solaire de type spectral G8V qui présente une température effective estimée à 5344 K, une masse d'environ 0.783 M et une luminosité de 0.52 L. Les mesures réalisées avec le VLT confirment que Tau Ceti présente environ 82 % de la taille du Soleil. Sa masse vaut 306 M et son diamètre représente 83 fois celui de la Terre.

Sa métallicité qui est un très bon indicateur de son évolution et de son âge indique un rapport [Fe/H] = -0.50 soit trois fois inférieur à celui du Soleil. Selon les modèles, Tau Ceti serait âgée d'environ 7.6 à 10 milliards d'années.

Le 6 juillet 2004, Jane Greaves alors à l'Université de St Andrew et ses collègues utilisant l'instrument SCUBA (Submillimetre Common-User Bolometer Array) du Télescope James Clerck Maxwell de 15 m de diamètre du Joint Astronomy Center d'Hawaï ont détecté en infrarouge un disque de poussière relativement étendu et dense autour de l'étoile. Ce disque dont une image est présentée à droite forme un anneau qui s'étend entre environ 10 et 55 AU sous une inclinaison de 60 à 90° par rapport à la ligne de visée de l'observateur. Il est donc plus étendu que la Ceinture de Kuiper du système solaire.

Situé à bonne portée des instruments astronomiques, Tau Ceti a fait l'objet de nombreuses études depuis le lancement du télescope spatial Herschel en 2009 et peu après de l'installation du réseau submillimétrique ALMA opérationnel au Chili depuis 2011, ce qui a permis de cartographier le disque avec une résolution spatiale de 1" soit ~4 UA. Comme on le voit ci-dessous, à cette résolution on découvre que le disque comprend surtout des poussières chaudes et des débris froids provenant des collisions entre les comètes et les astéroïdes.

Cartographie en lointain infrarouge de l'anneau protoplanétaire entourant Tau Ceti Documents S.M.Lawler et al./Herschel.

Les analyses ultérieures ont permis de découvrir 5 exoplanètes dans la région interne de Tau Ceti dont b, c, d, e entre 0.10 et 0.55 UA et f à 1.35 UA. Leur masse varie entre 2.00 et 6.67 fois celle de la Terre. Parmi celles-ci, Tau Ceti e (4.239 M à 0.70 UA) et f (6.67 M à 1.26 UA) sont respectivement aux limites inférieure et supérieure de la zone habitable mais elles sont probablement intensément bombardées (10 fois plus que la Terre) par les objets provenant du disque massif de débris dispersés.

Si apparemment l'exoplanète Tau Ceti f paraît favorable à la vie, les modélisations infirment le bon sens. En effet, pour revenir à la métallicité de Tau Ceti dont les éléments chimiques se retrouvent dans son cortège planétaire avec des proportions qui dépendent de leurs interactions originelles avec le disque et de leur distance à l'étoile, on constate que le rapport [Mg/Si] = 1.78 soit 70 % de plus que celui du Soleil (où [Mg/Si] = 1.05 à 1.22, cf. cet article). Ce rapport concerne les deux éléments les plus importants qu'on retrouve dans les roches terrestres. Une valeur élevée signifie que la minéralogie de ces exoplanètes est assez différente de celle de la Terre.

Le système Tau Ceti. A gauche, les 5 exoplanètes situées entre 0.10 et 1.35 UA. A droite, le disque de débris situé entre environ 10 et 55 UA de l'étoile. Documents T.Lombry.

Selon une étude publiée en 2015 par Michael Pagano en postdoc à l'Université d'Arizona et ses collègues, sachant que si Mg/Si ~ 2 le manteau est presque entièrement composé d'olivine minérale, (Mg, Fe)2SiO4, avec très peu ou pas du tout de pyroxène, (Mg,Fe)(Al,Si)O3, il est fort possible que les couches peu profondes du manteau de ces exoplanètes soient dominées par l'olivine et contiennent même de la ferropériclase, (Mg, Fe)O, un minéral qui domine dans le manteau inférieur de la Terre (entre 700-3000 km de profondeur). Sachant que la ferropériclase est beaucoup moins visqueuse et donc plus fluide et s'écoule facilement, le magma du manteau devrait se déplacer plus facilement, avec des conséquences peut-être importantes sur le volcanisme et la tectonique à la surface de ces astres, de tels processus ayant déjà un impact significatif sur l'habitabilité sur Terre.

Le monde qui en résulte pose des défis pour le développement de la vie et certainement pour sa détection (indice DI et biosignatures). Selon les chercheurs, le cycle géochimique est sans doute plus rapide sur Tau Ceti f en particulier que sur Terre et pourrait entraver la formation de molécules organiques à partir des composés atmosphériques.

Sang-Heon Shim qui participa à cette étude souligne que "cela nous rappelle que les processus géologiques sont fondamentaux pour comprendre l'habitabilité d'une planète".

De plus, selon les modèles planétaires étudiés par Pagano, au cours de l'évolution de Tau Ceti, comme ce fut le cas dans le système solaire (cf. la migration planétaire), à mesure que l'étoile est devenue plus lumineuse, l'exoplanète f s'est déplacée vers la zone habitable, un processus qui remonte à moins d'un milliard d'années. Si en soit c'est très loin dans le passé, c'est très récent en terme d'évolution cosmique. En effet, rappelons que sur Terre la vie est apparue il y a moins de 4 milliards d'années et il fallut attendre 2 milliards d'années pour que l'atmosphère crée des conditions viables détectables depuis l'espace (oxygène, plancton, végétation, etc.).

En résumé, les deux exoplanètes évoluant dans la zone habitable de Tau Ceti pourraient être habitables, mais peu susceptibles de produire des signes de vie détectables dans leur atmosphère. La vie ne serait pas nécessairement absente, mais la détection nécessiterait une étude approfondie de leur évolution planétaire. On ne sera donc pas étonné que les conclusions des astronomes sont pessimistes quant aux conditions éventuelles de vie sur l'une de ces exoplanètes, ce que confirma Fabo Feng de l'Université de Hertfordshire et son équipe dans une nouvelle étude publiée en 2017.

Nous passerons en revue d'autres exoplanètes un peu plus loin, y compris quelques cas particuliers.

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. C'est l'objet du prochain chapitre.

Prochain chapitre

La relation masse-rayon

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