osuadmin

Les étoiles de type M, ou naines rouges, sont les plus nombreuses de la Galaxie. Petites, froides et peu lumineuses, elles sont des cibles idéales pour la détection d’exoplanètes, car leur faible masse rend plus perceptibles les mouvements induits par des planètes en orbite. C’est autour de l’une d’elles, Gliese 725 B, située à 11,4 années-lumière de la Terre, qu’un système de deux exoplanètes a été découvert grâce à SPIRou, un spectropolarimètre infrarouge de très haute précision installé au télescope Canada-France-Hawaï et développé par un consoritum international piloté par l’IRAP à Toulouse.

La découverte repose sur la méthode des vitesses radiales, qui mesure les oscillations d’une étoile sous l’effet de planètes en orbite. Cette technique est particulièrement efficace dans l’infrarouge pour les naines rouges, qui émettent l’essentiel de leur lumière dans cette gamme. Mais observer dans l’infrarouge depuis le sol est compliqué : la vapeur d’eau et d’autres composants de l’atmosphère terrestre laissent des traces dans les données, qui peuvent masquer les signaux planétaires. Pour surmonter cet obstacle, les chercheurs ont développé une méthode innovante, appelée Wapiti, capable de corriger ces perturbations. Grâce à cette approche, un premier signal planétaire, relativement faible, a été détecté avec une période orbitale de 4,8 jours.

Toutefois, ce signal n’est pas statistiquement assez significatif pour confirmer l’existence d’une planète. L’objet associé, Gl 725 Bb, est donc pour l’instant considéré uniquement comme une exoplanète candidate. La méthode Wapiti a également permis de mettre en évidence une planète plus massive et mieux caractérisée, Gl 725 Bc, dont la masse est au moins 3,4 fois supérieure à celle de la Terre et dont la période orbitale est de 37,9 jours. Cette planète se situe dans la zone habitable de son étoile, ce qui signifie que si cette planète est rocheuse et qu’il y a de l’eau dans sa constitution alors cette eau doit être sous forme liquide à sa surface, un des prérequis indispensable à la formation éventuelle de la vie. Gl 725 Bc reçoit une quantité d’énergie comparable à celle reçue par Mars, planète sur laquelle l’eau était présente avant la perte de l’essentiel de son atmosphère, et constitue aujourd’hui la deuxième planète en zone habitable la plus proche de la Terre.

Bien qu’elle ne transite pas devant son étoile, ce qui limite l’étude directe de son atmosphère, sa proximité et ses caractéristiques en font une cible privilégiée pour les instruments de prochaine génération. Cette planète présente effectivement des caractéristique qui en font la seconde planète potentiellement rocheuse et en zone habitable la moins complexe à étudier, après Proxima du Centaure b qui est notre plus proche exoplanète en zone habitable.

À titre d’exemple, un instrument comme LIFE pourrait permettre de telles observations. LIFE est un projet de télescope spatial conçu pour étudier directement les atmosphères d’exoplanètes proches en analysant leur rayonnement infrarouge, dans le but d’y rechercher des signatures de molécules comme l’eau ou d’autres indicateurs potentiels de conditions favorables à la vie.

L’étude de cette planète permettra, dans un futur proche, de mieux appréhender la diversité des exoplanètes susceptibles d’héberger de l’eau liquide à leur surface, un préalable indispensable à une éventuelle émergence de la vie ailleurs que sur la Terre. Cette découverte souligne le potentiel des mesures infrarouges de haute précision dans la recherche de mondes habitables autour des étoiles les plus proches.

Alors que la lune la plus volcanique du Système solaire apparaît complètement sèche, dépourvue de glaces d’eau, sa voisine Europe cacherait sous sa croûte glacée un océan global d’eau liquide. Une nouvelle étude internationale montre que ce contraste spectaculaire ne résulte pas d’une évolution tardive, mais qu’il est inscrit dès la naissance de ces lunes, dans les conditions mêmes de leur formation autour de Jupiter.

Depuis les premières missions d’exploration du système jovien à la fin des années 1970, les scientifiques savent que les lunes de Jupiter présentent des caractéristiques très contrastées. Parmi elles, Io et Europe offrent l’exemple le plus frappant. Io est un monde sec et intensément volcanique, totalement dépourvu d’eau, tandis qu’Europe est au contraire riche en glace et pourrait abriter, sous sa surface, un vaste océan d’eau liquide.

Comment expliquer une telle différence entre deux lunes voisines ?

Deux grandes hypothèses ont longtemps été avancées. Selon la première¹, les conditions extrêmes qui régnaient près de Jupiter au moment de la formation des lunes auraient empêché la glace d’eau de se former, privant Io de ce composant essentiel. La seconde suggère qu’Io et Europe seraient nées avec des quantités d’eau comparables, mais qu’Io aurait ensuite perdu l’essentiel de ses volatiles au fil du temps, sous l’effet de processus d’échappement et d’érosion².

Pour mettre à l’épreuve ce second scénario, une équipe interdisciplinaire réunissant des chercheurs de l’Institut Origines et du Laboratoire d’astrophysique de Marseille (Aix Marseille Université, CNRS), ainsi que du Southwest Research Institute (États-Unis), a retracé l’évolution des toutes premières phases de Io et d’Europe. Les scientifiques ont supposé que l’eau de ces lunes provenait de minéraux hydratés incorporés lors de leur accrétion³. À l’aide d’un modèle numérique avancé, les scientifiques ont couplé l’évolution thermique interne des lunes aux mécanismes d’échappement atmosphérique, en prenant en compte toutes les sources de chaleur majeures à l’œuvre dans le jeune système jovien : accrétion, radioactivité, marées et rayonnement intense de Jupiter.

Les simulations sont sans appel. Dans la quasi-totalité des scénarios testés, Europe conserve l’essentiel de ses volatiles, tandis que Io parvient difficilement à perdre une quantité significative d’eau, y compris dans les conditions les plus favorables à l’échappement atmosphérique⁴. Ces résultats indiquent que Io s’est très probablement formée à partir de matériaux initialement secs, pauvres en minéraux hydratés. Le contraste de composition observé aujourd’hui entre Io et Europe ne serait donc pas le produit d’une évolution ultérieure, mais l’héritage direct des conditions régnant dans l’environnement primordial de Jupiter au moment de la formation de ses lunes (Figure 1).

Ces conclusions bousculent l’idée selon laquelle la densité élevée de Io résulterait d’une perte massive de volatiles après sa formation. Elles indiquent au contraire que le contraste saisissant entre Io et Europe est d’origine primordiale, gravé dès les toutes premières étapes de leur formation autour de Jupiter.

Dès 2031, les missions JUICE et Europa Clipper apporteront les données clés pour trancher. En sondant les panaches et la composition isotopique de l’eau, elles révéleront l’empreinte laissée par la formation des lunes glacées de Jupiter.