Trappist-1, un système planétaire « laboratoire »

La découverte du cortège de planètes de l’étoile Trappist-1 ouvre une voie royale pour l’étude approfondie d’un système planétaire, de son processus de formation à son évolution.

Présentation su système Trappist-1 par ExplorNova

Mercredi 23 février 2017, la presse annonce la découverte du système exoplanétaire Trappist-1 par un groupe d’astrophysiciens international. Les résultats de la campagne d’observation photométrique, réalisée entre 2015 et 2017 depuis le sol et l’espace révèlent qu’au moins 7 planètes orbitent autour de la naine ultra-froide[1]. Ce sont 7 mondes telluriques tempérés, de masses similaires à celles de la Terre. Ce système a été l’objet de plus de 60 jours d’observations cumulés par différents instruments spatiaux et terrestres. Une durée record pour la détection et caractérisation de planètes autour d’une seule étoile. Mais si la poursuite du rêve de fouler le sol des planètes de Trappist-1, située à 39 années-lumière, est illusoire, leur exploration scientifique, est elle, loin d’être finie. Bien au contraire.

Un système solaire compact ?

Le système Trappist-1 a été initialement détecté par un télescope prototype de petite envergure, Trappist, situé à l’observatoire de la Silla au Chili. Son étoile, de masse équivalente à 8% de la masse Solaire, est bien plus froide et plus petite que notre astre, plus comparable à la planète Jupiter. Bien que le système Trappist-1 soit un analogue compact du système solaire, on est loin de pouvoir parler de jumelles à la Terre. Les 7 planètes et l’étoile Trappist-1a évoluent dans des interactions très différentes de celles entre Mars, Vénus ou la Terre entre elles et avec le Soleil. En effet, elles sont si proches entre elles, qu’elles forment une chaîne de résonnance : leurs périodes de rotation autour de l’étoile sont liées entre-elles. Cette architecture un peu particulière suggère, pour les astrophysiciens, que les planètes se sont formées loin de l’étoile dans le disque proto-planétaire et ont ensuite migré vers elle. Un autre effet de cette proximité avec l’étoile : il est fort probable que toutes les planètes soient toutes en rotation synchrone. Cela signifie qu’une seule de leur face est éclairée en permanence par l’étoile : il y a synchronisation entre la rotation de la planète et sa révolution autour de l’étoile.

Détection des exoplanètes de Trappist-1 par ExplorNova

A première vue, ce système planétaire semble être bien étrange pour la recherche de vie ou de planètes habitables. Mais la question se pose tout de même : les planètes de Trappist-A possèdent-elles des conditions d’atmosphère et de pression compatibles avec l’émergence et le développement de la vie ?

Evolution de la zone habitable : une différence notable

Les étoiles peu massives, comme Trappist-1, refroidissent au cours du temps. Par conséquent, leur zone d’habitabilité se rapproche d’elles contrairement à celle du Soleil qui tend à s’éloigner. Les planètes se trouvant dans cette zone aujourd’hui, étaient donc trop chaudes par le passé. Leur réservoir d’eau potentiel, accumulé lors de leur processus de formation, se trouve alors sous forme gazeuse dans l’atmosphère. Le rayonnements énergétiques de l’étoile ont pour effet de casser les molécules d’eau et de chauffer les couches de la haute atmosphère de la planète. Dans ce processus, l’hydrogène peut s’échapper de l’environnement de la planète.

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Figure 1 : Evolution de la zone habitable de l’étoile Trappist-1 au cours du temps.

L’évolution du bord interne de la zone habitable pour deux hypothèses : la planète est en rotation synchrone (trait plein bleu), la planète est en rotation asynchrone (tirets bleus). Les orbites actuelles des planètes sont représentées en trait plein noir. Les planètes arrivent à différents âges dans la zone habitable. Plus la planète est proche, plus de temps elle reste trop chaude pour permettre la présence d’eau liquide à sa surface. Crédits : Emeline Bolmont

Quels climats pourraient avoir aujourd’hui les planètes de Trappist-1 ?

D’après Guillon et al. 2017, en utilisant un modèle de climat sans nuage de 1 dimension qui prend en compte le spectre bas en température de l’étoile hôte, il est déduit que les planètes e, f et g pourraient abriter des océans d’eau à leur surface. Cependant, pour les 3 planètes intérieures b, c et d, la modélisation 3D du climat aboutit à un scénario d’emballement de l’effet de serre. L’action des nuages qui habituellement diminue la température de surface pour des planètes synchronisées y est assez inefficace pour des objets de si petite période orbitale. Néanmoins, pour ces planètes, si de l’eau persistait sur la face chaude du système (le côté jour), l’irradiation reçue serait trop grande pour permettre la présence d’eau liquide en surface. En contre-point, les planètes externes reçoivent-elles suffisamment d’énergie pour préserver de l’eau liquide en surface ? Possèdent-elles du moins une énergie interne qui pourrait se préserver dans le temps ? En d’autres termes, l’effet d’échauffement de marée et/ou de la présence d’une atmosphère primordiale riche en hydrogène pourraient-elles ralentir fortement la perte d’énergie interne. Il y aurait donc 4 planètes habitables dans le système Trappist-1 dans la définition optimiste de la zone habitable. Avec la prise en compte du chauffage de marée (E. Bolmont), parmi, ces 4, la planète d serait trop chaude, la e, la f et la g pourraient rester habitables.

 

Emeline Bolmont : « Aujourd’hui, les modèles climatologiques sont peu contraints, car nous ne connaissons pas suffisamment les processus de formation des planètes au sein des disques de matière et gaz. Ils permettraient de mieux déterminer et générer des simulations plus réalistes sur la perte d’eau, par exemple, qui est un processus assez complexe dans ces mécanismes physiques. Nous ne connaissons pas non plus, l’effet du disque sur la migration des planètes en fonction des populations initiales, hormis pour étoiles comme le Soleil. L’extrapolation de ce processus aux petites étoiles reste à être étudiée. Plus les objets sont éloignés du centre du disque, plus ils ont des réservoirs d’eau importants. L’interrogation subsiste sur la manière dont se réalise le mélange dans le disque.

Emeline Bolmont : « Les modèles de formation de systèmes planétaires, sont aujourd’hui axés sur les étoiles comme le Soleil. C’est un manque, avec la découverte des 7 planètes telluriques de Trappist-1, la communauté scientifique en est désormais consciente».

Vers l’étude des atmosphères des planètes intérieures

Intérêts scientifique du système Trappist-1 par ExplorNova .

La connaissance de la composition de l’atmosphère des exoplanètes est donc primordiale pour réellement évaluer leur habitabilité.

Des simulations climatiques pour les planètes « froides » de Trappist-1 sont actuellement réalisées par l’astrophysicien Martin Turbet [2] . Elles appliquent le modèle LMDZ[3]. En collaboration avec ce dernier, E. Bolmont étudie l’influence des effets de marée sur le climat des planètes du système : « Nous émettons des hypothèses sur des cocktails chimiques pour l’atmosphère relativement similaires à celui de la Terre : azote, eau, CO2. Nous les testons avec différents critères, sur des planètes océan, en faisant varier la distance à l’étoile et ses émissions lumineuses. Nous cherchons alors à répondre à la question «  est-ce que de l’eau liquide peut survivre à la surface » dans ces conditions ? Il faut attendre que le modèle arrive à l’équilibre pour regarder si dans les résultats il subsiste alors de l’eau. Dans le cas de Trappist-1, 3 planètes sont donc habitables pour une région non négligeable de l’espace de ces paramètres. Il serait possible de maintenir de l’eau liquide en surface ».

Les premières études de l’atmosphère planètes du système ont d’ores et déjà été réalisée. Selon de Wit et al., 2017, les atmosphères des planètes de Trappist-1 ne sont pas constituées d’hydrogène, donc les volatiles potentiels qu’elles contiennent sont potentiellement de l’eau. Le JWST permettra de connaître quels volatiles sont effectivement présents d’ici 2019-2020.

De l’eau sur les planètes de Trappist-1?

L’eau liquide en surface se maintient si les températures y sont favorables. Deux aspects sont alors analysé. Premièrement, la connaissance de l’effet de l’atmosphère, par exemple, sur Terre, des températures favorables se maintiennent à la surface grâce à l’effet de serre.. A cela s’ajoute, l’évolution de la dynamique du système sur les propriété  atmosphériques : quels sont les impacts de la rotation synchrone des planètes, les échauffements de marée, l’activité stellaire (magnétisme et rayonnement intense) dans sa jeunesse.

Emeline Bolmont a réalisé une première prospective sur la perte d’eau hypothétique des planètes de Trappist-1 en tenant compte de l’impact de l’évolution de l’étoile[4]. En adaptant son modèle pour étudier les planètes autour de naines brunes, au système de Trappist-1, Emeline Bolmont a pu aboutir à différentes prospectives : «  Il est probable que les 2 planètes internes, b et c aient perdu beaucoup d’eau. L’équivalent en hydrogène de 10 océans terrestres. Pour les planètes éloignées, la perte est néanmoins plutôt faible. Pour réaliser nos projections, nous raisonnons en quantité perdue, sans présupposition sur la quantité initiale d’eau. Ici, on se dit que si ces planètes avaient une quantité d’eau infinie, elles auraient perdu 10 océans terrestres. Donc évidemment, avec un océan terrestre initiale, elles seraient, aujourd’hui, sèches. Pour estimer directement la quantité d’eau d’une planète, il faut des modèles de formation planétaire dans les disques d’étoiles de faible masse. Peu de chercheurs en font actuellement ».

Emeline Bolmont : « Les modèles qu’on utilise ont été développés pour les planètes du système solaire. Mais les étoiles qu’on considère sont très différentes. Nous ne savons pas, par exemple, quelles sont les émissions haute énergie de ces objets. Actuellement les éléments clés vont venir des observations plus que des modèles. Ces derniers restent encore très limités, on ne sait pas décrire les processus hydrodynamiques des fluides sous forme de gaz de la haute atmosphère des exoplanètes. C’est une physique difficile pour laquelle nous n’avons pas de description atomique. Les modèles fournissent des ordres de grandeurs en mettant en compétition masses, rayons et sections efficaces différentes. Ce sont les observations qui permettront de trancher. Par exemple, si on trouve beaucoup de volatiles sur les planètes b et c, cela veut dire que les résultats de nos modèles sont totalement surestimés. Obtenir des estimations plus précises des masses des planètes avec les nouvelles observations de transit va aussi être fondamental pour contraindre les modèles, » estime Emeline Bolmont.

 Vers l’étude des atmosphères

La connaissance de la composition de l’atmosphère des exoplanètes est donc primordiale pour réellement évaluer leur habitabilité.

Modèles climatiques et données atmosphériques

Des simulations climatiques pour les planètes « froides » de Trappist-1 sont actuellement réalisées par l’astrophysicien Martin Turbet. Elles appliquent le modèle LMDZ (voir encadré). En collaboration avec ce dernier, E. Bolmont étudie l’influence des effets de marée sur le climat des planètes du système : « Nous émettons des hypothèses sur des cocktails chimiques pour l’atmosphère relativement similaires à celui de la Terre : azote, eau, CO2. Nous les testons avec différents critères, sur des planètes océan, en faisant varier la distance à l’étoile et ses émissions lumineuses. Nous cherchons alors à répondre à la question «  est-ce que de l’eau liquide peut survivre à la surface » dans ces conditions ? Il faut attendre que le modèle arrive à l’équilibre pour regarder si dans les résultats il subsiste alors de l’eau. Dans le cas de Trappist-1, 3 planètes sont donc habitables pour une région non négligeable de l’espace de ces paramètres. Il serait possible de maintenir de l’eau liquide en surface ».

Les premières études de l’atmosphère planètes du système ont d’ores et déjà été réalisée. Selon de Wit et al., 2017, les atmosphères des planètes de Trappist-1 ne sont pas constituées d’hydrogène, donc les volatiles potentiels qu’elles contiennent sont potentiellement de l’eau. Le JWST permettra de connaître quels volatiles sont effectivement présents d’ici 2019-2020.

De plus, le télescope JWST (James Webb Space Telescope), dont le lancement est prévu en 2018, observera le système pour échantillonner l’atmosphère de deux de ses planètes intérieures (b et c). Pour un même système, il sera possible d’atteindre un niveau de connaissances inégalées jusqu’alors : masses, rayons, composition chimique des atmosphères. L’étude complète de Trappist-1 apportera un éclairage sur la formation de ce type de système comportant des planètes en résonnance.

Détecter les atmosphères des planètes de Trappist-1 avec le JWST par ExplorNova

[1] Guillon et al. 2017, et Luger et al. 2017.

[2] Turbet et al. 2017, version arxiv.

[3] Modèle climatique LMDZ

Le modèle climatique LMD (Laboratoire de Météorologie Dynamique) a été développé pour la climatologie terrestre, notamment, pour fournir les estimations du Giec (Groupe d’experts intergouvernemental sur l’évolution du climat). En climatologie des exoplanètes, un modèle bien plus simple est appliqué car peu de paramètres physiques y sont connus. C’est le modèle LMDZ (le Z pour zoom). C’est un modèle de circulation générale atmosphérique développé depuis les années 70 au Laboratoire de Météorologie Dynamique, avec des variations donnant des versions terrestres et planétaires (Mars, Titan, Vénus, exoplanètes). Au niveau des exoplanètes, il constitue un outil d’exploration des potentiels plutôt que de prédiction. Pour plus d’informations sur les applications et recherches en cours à partir du modèle LMD et LMDZ : http://lmdz.lmd.jussieu.fr/

[4]  Bolmont et al. 2017 « Water loss from terrestrial planets orbiting ultracool dwarfs: Implications for the planets of TRAPPIST-1 », Bolmont et al., 2017.  version arxiv

Pour aller plus loin : 

Autour des étoiles naines

Et qui questionnent l’habitabilité en fonction de l’évolution dynamique du système : « The Habitability of Proxima Centauri b I: Evolutionary Scenarios », Barnes et al., 2016 : https://arxiv.org/abs/1608.06919

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