Par Franck Selsis
La détection de planètes de moins de 10 fois la masse de la Terre est désormais possible autour d’étoiles de faible masse dont on mesure les variations de vitesse radiale. L’instrument HARPS a récemment révélé un système triple autour de l’étoile Gl581 (type M), comprenant deux planètes de seulement quelques masses terrestres. Contrairement aux planètes géantes gazeuses dont la composition demeure proche de la composition solaire, on s’attend à une grande diversité dans la population des planètes telluriques : certaines pouvant être arides et privées d’atmosphère, et d’autres présentant davantage d’eau et de gaz que la Terre. Il faudra cependant attendre la prochaine génération de télescopes pour dévoiler la constitution de ces nouvelles planètes ainsi que de leur atmosphère, et rechercher des indices de vie dans leur spectre. Pour identifier dès à présent les premières cibles, Selsis & al ont utilisé des modèles atmosphériques afin de délimiter la zone habitable autour de Gl581, en déterminant à quelle distance de cette étoile l’eau sous forme liquide peut exister à la surface d’une planète..
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Pas trop près…
La vapeur d’eau est gaz qui chauffe la surface par effet de serre et la refroidit en rendant la convection plus efficace. La Terre trouve ainsi son équilibre. Toutefois, si une planète reçoit de son étoile un flux d’énergie supérieur à un certain niveau critique, l’effet de serre produit par la vapeur d’eau s’emballe. Si cela se produit, les océans sont entièrement vaporisés et la surface est portée à des températures supérieures à 1500 K, capables de fondre les roches. Afin de déterminer la distance à laquelle ce phénomène se produit, et ainsi la frontière de la zone habitable la plus proche de l’étoile, Selsis & al ont modélisé la température de surface et la structure de l’atmosphère de vapeur d’eau pour une irradiation stellaire donnée. L’intensité et la distribution spectrale de cette irradiation détermine quelle fraction de la réserve d’eau est vaporisée. Cependant une grande inconnue persiste dans ces calculs : l’influence des nuages. Les modèles actuels ne peuvent prédire les propriétés détaillées des nuages, ni quantifier la surface planétaire qu’ils recouvrent. Pour cette raison, on ne peut qu’encadrer la position de la limite interne de la zone habitable. Pour le Soleil, cette limite se trouve entre 0.7 et 0.9 UA. Pour Gl581, elle réside entre 0.08 et 0.11 UA. La planète Gl581c orbite à seulement 0.073 UA de son étoile, et paraît donc trop proche de son étoile pour être habitable. Cette planète pourrait même avoir perdu la majorité de son atmosphère dans l’espace en raison de l’intense activité passée de son étoile.
Ni trop loin !
On considère que la zone habitable s’étend jusqu’à la distance à laquelle le CO2 ne peut plus réchauffer la surface d’une planète au-dessus de 0°C, quelle que soit la quantité de CO2 dans l’atmosphère. Pour illustration, faisons une expérience de pensée dans laquelle nous augmentons la distance Terre-Soleil de 30%. La surface de la Terre gèlerait jusqu’à l’équateur… mais progressivement, le CO2 dégagé par les volcans s’accumulerait dans l’atmosphère. Sa transformation en roches (carbonates) requiert en effet de l’eau liquide en surface. Après une centaine de milliers d’années, la planète retrouverait un état d’équilibre, avec un niveau de CO2 mille fois plus élevé, permettant à l’eau liquide de couler à nouveau. L’efficacité du CO2 en tant que gaz à effet de serre n’est cependant pas sans limite et atteint un maximum à une pression de quelques bars, ce qui détermine une limite extérieure à la zone habitable. Selsis & al montrent que l’incertitude sur sa position provient encore des nuages. À faible irradiation, des nuages de glace de CO2 se forment et peuvent fortement modifier la température de surface. Cet effet est encore peu modélisé ce qui entraine une incertitude importante : La zone habitable s’achève quelque part entre 1.7 et 2.2 UA du Soleil, et entre 0.2 et 0.3 UA de Gl581. La planète Gl581d est à 0.25 UA de son étoile, dans cette région incertaine où l’habitabilité peut être possible. Selsis & al suggèrent aussi que l’action d’autres gaz à effet de serre que le CO2 (comme CH4, N2O), ainsi que la rotation probablement synchrone de la planète pourraient aider à maintenir des conditions habitables sur la surface éclairée de Gl581d.
- Source : Habitable planets around the star Gl 581 ? (arXiv:0710.5294v3 [astro-ph]) Astronomy and Astrophysics (2007) accepted for publication
- Auteurs :
Franck Selsis (CRAL, Lab) franck.selsis at ens-lyon.fr
J. F. Kasting (PENN. State Univ.)
B. Levrard (CRAL, Imcce)
J. Paillet (ESA/Estec)
I. Ribas (ICE)
X. Delfosse (LAOG)
Article publié sur le site du CRAL (CENTRE DE RECHERCHE ASTROPHYSIQUE DE LYON OBSERVATOIRE DE LYON)
Bonjour,
J’ai une question concernant l’influence du spectre de l’étoile sur la position de la zone habitable.
Je me souviens avoir lu dans la revue de vulgarisation ciel&espace (juin 2007) que le surplus d’infrarouge des étoiles de type M avait tendance à éloigner la zone habitable de son étoile (par rapport à la zone de flux d’énergie constant et égal à celui reçu par la terre), et ceci à cause du fait que l’atmosphère de la planète absorbe plus d’énergie dans cette longueur d’onde.
Il me semble pourtant que cette absorption devrait, paradoxalement, avoir un effet inverse.
Si on prend, pour simplifier, un modèle d’atmosphère à une seule couche on constate la chose suivante : une partie du rayonnement (pour lequel l’atmosphère est transparente) vient directement chauffer le sol de la planète, une autre partie (pour lequel l’atmosphère est opaque) chauffe d’abord l’atmosphère, laquelle rayonne à nouveau pour moitié vers le sol, pour moitié vers l’espace.
On constate ainsi que, dans ce modèle simplifié, plus l’atmosphère absorbe d’énergie dans l’infrarouge moins le sol sera chauffé (étant donné qu’une partie est d’emblé perdu dans l’espace avant même d’entré dans le processus d’effet de serre), et donc plus il faudra se rapprocher de l’étoile.
Bien sur la réalité est plus complexe (notamment l’échange de chaleur par convection entre basse et haute atmosphère) mais l’effet reste t’il pertinent et significatif ?
Merci.
Bonjour,
Effectivement le décalage vers l’IR du spectre d’une étoile a plusieurs effets, dont celui que vous décrivez : si une modification du spectre stellaire ou de l’atmosphère fait que l’atmosphère absorbe une partie du rayonnement incident qui était, auparavant, absorbé par la surface, la tendance peut être au refroidissement et non au chauffage (selon l’altitude où l’atmosphère absorbe : il faut que l’absorption est lieu assez haut). Appelons cet effet [A]
Mais il y a un second effet [B] : un même flux d’énergie a tendance à chauffer s’il est décalé vers l’IR cars l’albedo (la fraction d’énergie réfléchie) diminue. Si on prenait la Terre et qu’on la plaçait autour d’une étoile M, à une distance orbitale où elle recevrait le même flux d’énergie intégrée, elle absorberait plus de 80% du flux reçu, contre 70% pour le Soleil. Il est vrai qu’une partie de ce surplus d’énergie est absorbée dans l’atmosphère et est réémis vers l’espace sans chauffer la surface, ce qui diminiue l’efficacité de ce rayonnement supplémentaire, mais dans l’ensemble la tendance est au chauffage car de toute façon ce surplus d’énergie serait de toute façon perdu si l’albedo était plus bas.
Revenons à votre effet [A] : le décalage vers l’IR fait aussi que la surface reçoit moins d’irradiation directe, ce qui contribue à un refroidissement de la surface. Toutefois, une partie du rayonnement qui n’est plus reçu par la surface est absorbé dans la troposhère (la partie basse et convective de l’atmosphère) et continue pour beaucoup à participer au chauffage de la surface.
Quand on passe d’une étoile G à une étoile M, l’effet [B] domine l’effet [A]. Mais Il y a des cas où l’effet [A] devient dominant : cela se produit par exemple si on augmentait (fortement) la quantité de méthane dans l’atmosphère de la Terre : au delà d’un certain niveau de méthane, celui-ci se met à absorber le rayonnement stellaire incident dans le proche IR et le chauffage de la surface n’augmente plus avec le niveau de méthane. Dans ce cas l’atmosphère vole des photons à la surface et non plus des photons qui étaient simplement réfléchis vers l’espace.
Nous projetons d’étudier ces conditions particulières (spectre stellaire « rouge ») avec des modèles climatiques 3D développés au LMD (Laboratoire de Météorologie Dynamique) dans l’équipe de François Forget. Le but est justement de vérifier que l’effet que vous soulignez n’est pas sous-estimé avec les modèles 1D simplifiés.
En espérant que mes explications, qui sont loin d’être des vérités mais des résultats de modèles encore très simples, restent claires.
Amicalement, Franck