Futura avait expliqué dans un précédent article l'intérêt du travail de l'équipe internationale d'astronomesastronomes menée par l'Observatoire de l'université de Genève (Unige) sur le flux d'ultraviolets de l'étoile Trappist-1 et ses implications sur le contenu en eau de certaines de ses exoplanètes. Mais il ne nous dit rien sur leur contenu réel en eau...

Pour mieux replacer cette étude dans son contexte, Futura a demandé l'avis de l'astrophysicienastrophysicien Franck Selsis qui étudie lui aussi l'habitabilité de ce système planétaire situé à seulement 40 années-lumière de la Terre.

L'astrophysicien Franck Selsis étudie les atmosphères planétaires et l'exobiologie. © University of Exeter

La réponse de Frank Selsis

« Il n'y a pas de conclusion que l'on puisse tirer de cette étude en ce qui concerne la présence réelle d'eau. Il s'agit d'une mesure du flux ultraviolet extrême ultraviolet (EUV) dans une raie de l'hydrogène appelée Lyman alpha, qui domine l'émissionémission EUV.

Or, cette émission EUV peut faire perdre leur eau aux planètes de ce système. Les photonsphotons émis à cette longueur d'ondelongueur d'onde peuvent d'une part casser la moléculemolécule d'eau présente dans la haute atmosphèreatmosphère en ses constituants atomiques (oxygèneoxygène et hydrogène) mais aussi provoquer la perte dans l'espace des atomesatomes d'hydrogènes ainsi produits en chauffant cette haute atmosphère.

Les auteurs de cette étude ont conclu que cette perte d'eau devait rester modérée pour les planètes les plus externes de ce système permettant ainsi à l'eau d'être toujours présente, éventuellement sous forme d'océans de surface, ce qui est compatible avec le flux radiatif que certaines de ces planètes reçoivent de leur étoile.

Mais il faut garder en tête qu'une mesure de flux EUV, si elle est importante pour dresser un portait de l'étoile hôte, ne permet pas de dire si ces planètes possèdent effectivement de l'eau, et encore moins si cette eau y existe à l'état liquideétat liquide. L'évolution du réservoir d'eau d'une planète dépend de nombreux facteurs.

Tout d'abord, quel est le réservoir initial ? La planète est-elle faite de 0,1 % d'eau en massemasse comme la Terre, ou en possède-t-elle 100 fois moins ou 100 fois plus ? Comment cette eau se distribue-t-elle entre les parties internes (le manteaumanteau silicaté) et une couche superficielle d'océan ou de glace ?

Ensuite, la composition chimique de l'atmosphère, sa structure physiquephysique influence considérablement l'efficacité de l'échappement atmosphérique. Il faut en effet que l'eau atteigne massivement la haute atmosphère pour que ces EUV entraînent une fuite vers l'espace. Sur Terre, très peu de vapeur d'eau atteint la haute atmosphère. Celle-ci reste confinée près de la surface et, quand elle monte, condense en nuagesnuages et précipitationsprécipitations.

Ce phénomène doit être assez universel. Seules les planètes au climatclimat très chaud peuvent perdre de l'eau par le haut. Il faut pour cela que la surface soit portée à plus de 647 K (point critique de l'eau). On pense que c'est ce qui s'est passé pour VénusVénus. Un flux EUV important est donc nécessaire pour induire la perte d'eau mais il n'est pas suffisant, il faut aussi que la planète soit chauffée de façon à vaporiser massivement son réservoir d'eau.

Mercure, Vénus, la Terre et Mars sont à l'échelle sur ce montage photo. © Nasa

Cela a dû se passer pour les planètes de Trappist-1 dans la prime jeunesse de l'étoile qui -- et c'est une caractéristique de ces petites étoiles -- était alors beaucoup plus lumineuse. Nous connaissons encore mal l'évolution primordiale de ces étoiles et ignorons si les planètes de Trappist-1 ont connu cette phase chaude de perte d'eau pendant quelques dizaines ou centaines de millions d'années. D'une certaine façon, la mesure du flux EUV permet de faire une estimation de la perte d'eau maximale possible sur ces planètes.

Mais même si cette limite supérieure était 100 fois plus élevée, de l'eau pourrait tout à fait exister sur les planètes de Trappist-1, soit parce qu'il y en avait beaucoup au départ soit parce que cette eau ne subissait pas les effets érosifs de ce rayonnement. ce pourrait être le cas si, par exemple, elle est protégée par d'autres constituants atmosphériques qui absorbent les EUV incidents, ou si une partie de l'eau est dissoute dans le manteau silicaté (comme l'essentiel de l'eau terrestre).

Enfin, nous ne savons pas modéliser quantitativement la perte d'eau durant ces phases chaudes. La haute atmosphère est un milieu très dilué qui ne se comporte pas comme un fluide à l'équilibre thermodynamiquethermodynamique, qui est pourtant l'hypothèse de base de ces modèles dits hydrodynamiques. Il faudrait d'une part développer des modèles de cinétique des gazgaz hors équilibre (dont le comportement est régi par l'équationéquation de Boltzmann) mais aussi pouvoir observer de façon certaine de tels échappements afin de confronter nos modèles à l'observation.

L'histoire de l'eau dans le Système solaire reste mal comprise

Pour mesurer la fragilité des conclusions que l'on peut tirer des mesures du flux d'ultraviolets, il suffit de comparer la situation de Trappist-1 à celle du Système solaireSystème solaire. Ainsi, nous connaissons parfaitement le spectrespectre UV du SoleilSoleil et on a une bonne idée de son évolution grâce aux observations d'analogues de notre étoile à différents âges dans la Voie lactéeVoie lactée. Et malgré cela, nous ne connaissons pas quantitativement l'histoire de la perte d'eau sur Vénus, la Terre et Mars, alors qu'on a pléthore d'autres détails sur les atmosphères actuelles, notamment des mesures isotopiques, très sensibles aux phénomènes d'échappement. Dit autrement, même si le flux EUV mesuré sur Trappist-1 était bien plus élevé, on ne saurait pas conclure...

Une première contrainte sur la présence d'eau pourrait être donnée prochainement par la mesure des variations de temps de transit de ces planètes, ou TTV (Transit Timing Variations). Cette méthode devrait permettre de déterminer les masses de ces planètes dont nous connaissons déjà le rayon. La connaissance de leur densité permettra peut-être d'identifier -- s'il y en a dans ce système -- des planètes très riches en eau, comme le sont les satellites glacés de JupiterJupiter et SaturneSaturne.

Ensuite, si le télescope spatial James-Webb fonctionne bien, nous tenterons en 2019 la détection d'éventuelles atmosphères sur les planètes de Trappist-1 et nous pourrons alors chercher la présence d'eau ».

Trappist-1 : comment y chercher la vie ?

Article paru le 28 février 2007

Ce 31 août 2017, une équipe de chercheurs a annoncé la possibilité que de l'eau existe sur plusieurs exoplanètes autour de l'étoile Trappist-1. La nouvelle a eu un beau succès même si aucune preuve n'a été apportée. Si cette annonce a eu un écho, c'est que ces exoplanètes sont présentées comme les premières où pourront être repérées des biosignatures d'ici quelques décennies. L'astrophysicien et exobiologiste Franck Selsis, qui étudie ce système planétaire, avait alors répondu à ces questions. Ses réponses sont utiles aujourd'hui pour décrypter cette dernière annonce.

Le système planétaire de Trappist-1, découvert en mai 2016 par une équipe internationale chapeautée par l'astronome belge Michaël Gillon (que l'on peut voir dans la vidéo ci-dessous), vient de gagner en célébrité. Tout avait commencé avec la mise en évidence de 3 exoplanètes autour de cette étoile grâce à l'instrument Trappist (TRAnsiting Planets and PlanetesImals Small Telescope), un télescopetélescope de seulement 60 cm de diamètre à l'observatoire de La Silla (ESO), au Chili, géré par l'université de Liège.

Les astronomes belges ont poursuivi leurs travaux sur cette étoile avec une équipe internationale impliquant notamment des chercheurs du Laboratoire d’astrophysique de Bordeaux, du Laboratoire de météorologiemétéorologie dynamique (CNRS/UPMC/École polytechnique/ENS), du laboratoire AstrophysiqueAstrophysique, instrumentation et modélisationmodélisation (CNRS/CEA/Université Paris Diderot) mais aussi de la NasaNasa. En combinant des données obtenues à l'aide des instruments de Trappist mais aussi du télescope SpitzerSpitzer, ces chercheurs ont ajouté quatre exoplanètes au tableau de chasse, comme ils l'ont expliqué dans un article de Nature.

Trappist-1, une bonne cible pour étudier l'habitabilité

La découverte est d'importance pour trois raisons :

• ces exoplanètes sont de tailles terrestres,
• ce système se trouve à seulement 40 années-lumière environ,
• ces exoplanètes apparaissent comme potentiellement habitables.

Mais à quel point et pourra-t-on un jour y découvrir de la vie ? Pour le savoir, Futura-Sciences s'est tourné vers un des membres de l'équipe qui étudie les exoplanètes autour de Trappist-1, l'astrophysicien Franck Selsis.

Spécialiste des atmosphères planétaires, ce chercheur a participé à la première détection d'eau dans l'atmosphère d'une exoplanète avec le télescope spatial Hubbletélescope spatial Hubble. Il travaille également au sein du consortium qui a découvert Proxima b, une exoplanète potentiellement habitable autour de ProximaProxima, l'étoile la plus proche du Soleil. Voici les réponses de Franck Selsis à nos questions :

Comment a-t-on découvert quatre nouvelles exoplanètes autour de Trappist-1 ?

Franck Selsis : Comme avec les trois premières, en utilisant la méthode des transits planétairestransits planétaires. Les observations de l'étoile se sont poursuivies au sol, notamment avec les télescopes automatisés de Trappist Sud, au Chili, et de Trappist Nord, au Maroc. On a également fait appel à Spitzer, le célèbre télescope spatial de la Nasa qui observe dans l'infrarougeinfrarouge. Nous avons pu ainsi bénéficier de 20 jours d'observations presque continues avec cet instrument de la Nasa.

Pourquoi n'avez-vous pas utilisé la méthode des vitesses radialesméthode des vitesses radiales pour estimer les masses de ces exoplanètes ?

Franck Selsis : Trappist-1 est suivie en vitesses radiales avec un spectrographespectrographe infrarouge appelé Carmenes, situé à Calar Alto en Espagne. L'infrarouge est approprié car Trappist-1 est une étoile de petite taille, et surtout beaucoup plus froide que le Soleil. Elle ne rayonne donc pas principalement dans le visible mais dans l'infrarouge. Ces observations sont cependant difficiles car l'étoile est peu lumineuse et le signal Doppler qu'il faut en extraire est très faible.

On peut tout de même espérer poser quelques contraintes, avec Carmenes mais aussi avec de futurs spectrographes qui devraient être opérationnels dans un avenir proche. Par exemple Spirou, qui équipera le télescope Canada-France-Hawaï, et le projet NIRPS (Near Infra Red Planet Searcher), mené conjointement avec l'université de Montréal et l'observatoire de Genève.

Quelques vues d’artiste de l’aspect supposé – océans d’eau liquide inclus – des sept planètes orbitant autour de Trappist-1, à comparer à des photographies des planètes rocheuses de notre Système Solaire. Des informations relatives à la taille et aux périodes orbitales de chaque planète sont également données, à titre comparatif. L’ensemble des planètes de Trappist-1 est de type exoterre. © Nasa, Eso

Alors comment avez-vous pu estimer ces masses ?

Franck Selsis : En utilisant la méthode des variations de temps de transit, ou TTV (Transit Timing Variations). Le principe en est simple à comprendre même s'il implique des techniques complexes de calcul en mécanique céleste.

S'il n'existait qu'une seule exoplanète autour d'une étoile, elle aurait une orbiteorbite régulière avec une période de transit constante. Mais si d'autres planètes sont suffisamment massives ou proches, leur attraction gravitationnelle peut ralentir ou accélérer son mouvementmouvement orbital. On observe alors des variations du temps de transit. Dans le cas de Trappist-1, ces variations sont importantes car six planètes au moins sont en résonancerésonance orbitaleorbitale. C'est-à-dire que le rapport des périodes orbitalespériodes orbitales de deux planètes parmi ces six est un nombre rationnelnombre rationnel (une fraction de deux entiers). Par exemple quand la planète dite « e » fait deux tours autour de son étoile, la d en fait trois. La mesure de ces variations permet de contraindre les masses et les excentricitésexcentricités des orbites de chacune des planètes, de la b à la g.

Ces estimations ne sont pas encore précises et il faut continuer à accumuler des observations et peut-être les compléter de mesures par la méthode des vitesses radiales. Aux barres d'erreurs près, et en combinant les mesures de masses à celles des rayons, on trouve que les six premières exoplanètes de Trappist-1 sont plutôt moins denses que la Terre, ce qui impliquerait une forte proportion de composés peu denses, dont le candidat le plus probable est l'eau.

Trappist-1f en particulier a une faible densité, similaire à celles des luneslunes glacées de Jupiter, Europe par exemple. De manière générale d'ailleurs, les propriétés du système Trappist-1 rappellent celles de Jupiter et ses satellites : sa compacité, les résonances orbitales, la similarité des tailles, les forces de maréeforces de marée, jusqu'à la taille de Trappist-1 qui est proche de celle de Jupiter.

Sur ce diagramme figurent, à titre comparatif, les tailles des planètes nouvellement découvertes autour de la naine rouge Trappist-1, ainsi que celles des satellites de Jupiter au sein de notre Système solaire. © Eso, O. Furtak

Ce n'est pas la première fois que l'on découvre un système planétaire avec un grand nombre d'exoplanètes. Alors, pourquoi cet engouement pour Trappist-1 ?

Franck Selsis : Il y a de multiples raisons. La première est qu'il est tout à la fois proche du Système solaire, autour d'une étoile de faible masse, donc très peu lumineuse, et avec des exoplanètes de tailles terrestres. On peut donc envisager d'analyser la composition de l'atmosphère de ces exoplanètes, si elles en possèdent, dans un avenir proche. Ce sera par exemple possible avec le télescope James Webb qui sera lancé en 2018.

Or, il ne suffit pas qu'une planète soit, ou ne soit pas, dans la zone d'habitabilitézone d'habitabilité d'une étoile pour que de l'eau liquide puisse ou ne puisse pas y exister. La nature de l'atmosphère qu'elle peut posséder est un paramètre crucial dont dépend l'habitabilité réelle d'une exoplanète. Dans le Système solaire par exemple, Mars se situe dans cette fameuse zone habitable mais ne possède pas l'atmosphère épaisse qui lui permettrait d'avoir de l'eau liquide en surface.

Les exoplanètes de Trappist-1 sont potentiellement un excellent laboratoire pour tester nos idées sur l'habitabilité réelle des exoplanètes de tailles terrestres et en particulier quand elles sont autour des naines rougesnaines rouges.

Justement, n'est-il pas problématique que Trappist-1 soit une naine rouge ? Ce genre d'étoile a une jeunesse agitée, avec des flots de rayons Xrayons X, d'ultraviolets et de particules, capables d'éroder une atmosphère planétaire.

Franck Selsis : C'est bien ce que l'on voudrait savoir et le meilleur moyen d'en avoir le cœur net, c'est de faire des observations. Il est possible qu'en fonction des caractéristiques de l'atmosphère d'une planète, son épaisseur, son contenu en eau liquide et aussi en fonction des interactions entre la magnétosphèremagnétosphère et l'ionosphèreionosphère avec les vents stellaires, une exoplanète autour d'une naine rouge puisse rester habitable.

Personnellement, je me pose des questions car en appliquant à la jeune Terre plusieurs des arguments qui font douter de l'habitabilité des exoplanètes autour des naines rouges, on aboutit à la conclusion qu'elle ne devrait pas être habitable. Donc, soit les modèles théoriques surestiment beaucoup les pertes atmosphériques, soit les échanges entre le manteau et l'atmosphère sont à prendre en compte. L'eau et le gaz présents dans le manteau et libérés progressivement en surface pourraient être protégés de la phase de forte activité stellaire initiale.

Par ailleurs, pour des naines rouges de grandes tailles, la période juvénile d'activité est plus longue pour les faibles masses stellaires. Elle culmine pour des étoiles dont la masse vaut 15 à 20 % de la masse du Soleil mais elle diminue pour les étoiles encore plus petites. Les signes d'activité intense disparaissent pour les naines ultrafroides, c'est-à-dire à moins de 10 % de la masse solaire. Or, Trappist-1 est en dessous de cette limite.

Enfin, si l'on peut confirmer une faible densité impliquant une grande richesse en eau et en composés volatils pour certaines planètes de Trappist-1, la question sera d'une certaine façon réglée.

Une vue d'artiste de la surface d'une des exoplanètes de Trappist-1 qui pourrait posséder un océan. © Adrian Mann

Autour d'une naine rouge, la zone d'habitabilité est très proche de l'étoile et les forces de marée doivent imposer des rotations synchronessynchrones. Alors quid de l'habitabilité réelle ?

Franck Selsis : La synchronisation de la rotation (le fait que les planètes présentent toujours la même face à l'étoile, comme la Lune vis-à-vis de la Terre) semble difficile à éviter car les forces de marée produites par l'étoile sur des planètes si proches sont très fortes.

Mais nos simulations climatiquessimulations climatiques montrent que ce n'est pas un obstacle à la capacité de maintenir des océans de surface. Au contraire, dans certains cas, cette situation permet d'avoir de l'eau liquide à la surface de l'hémisphère éclairé en l'absence d'effet de serreeffet de serre de l'atmosphère.

Les planètes autour de Trappist-1 sont très proches les unes des autres. Cela a-t-il un impact sur l'habitabilité ?

Franck Selsis : En présence de forts effets de marée, une planète évolue normalement vers la synchronisation, une obliquitéobliquité nulle et une orbite circulaire. Mais en présence d'autres planètes, les interactions gravitationnelles empêchent l'orbite d'être totalement circulaire, lui conférant une faible excentricité. En présence d'une excentricité, les forces de marées déforment et chauffent la planète.

En ce qui concerne l'habitabilité, ce phénomène pourrait avoir des effets négatifs ou positifs. Négatifs si ce chauffage interne est très intense ou s'ajoute à un ensoleillement fort, mais positifs si ce coup de pouce des marées vient renforcer un ensoleillement faible. Autour de Jupiter par exemple, les marées chauffent Io avec des conséquences dramatiques mais permettent à Europe d'abriter un océan interne.

Supposons malgré tout, disons sur Trappist-1f, qu'il existe une atmosphère et des conditions propices à l'apparition de la vie, pourrait-on la mettre en évidence ?

Franck Selsis : Vaste question sur laquelle je suis extrêmement prudent. Comme Carl Sagan, je pense qu'à une affirmation extraordinaire il faut une preuve extraordinaire. Pour vous répondre, il faudrait avoir une définition convaincante de ce que doit être une biosignature (j'écarte la question d'une technosignature). Avec le télescope James Webb, ou à plus long terme avec le futur télescope géant européen (l'E-ELT, European Extremely Large TelescopeEuropean Extremely Large Telescope), on devrait être en mesure de détecter et de quantifier la présence de certaines molécules, l'oxygène et l'eau. Mais pourra-t-on affirmer pour autant la présence d'une forme de vie si, par exemple, le teneur en oxygène est similaire à celle de l'atmosphère de la Terre ? Peut-être, mais cela impliquerait de nombreuses observations complémentaires et beaucoup de temps.

Je me suis précisément posé la question de ce que devrait être une bonne biosignature dans mon travail de thèse. Prenons l'exemple d'une planète qui serait aussi massive que Vénus et initialement riche en eau. Le rayonnement de son étoile pourrait avoir dissocié les molécules d'H₂O laissant partir dans l'espace les molécules de H₂ mais retenant dans l'atmosphère les molécules d'O₂, du fait de sa gravitégravité. On aurait donc une atmosphère riche en oxygène et pour autant son origine ne serait pas biologique (incidemment, l'oxygène de Vénus semble, probablement, avoir migré dans son manteau).

Plus généralement, qu'est ce qui pourrait nous assurer que des molécules généralement associées à la vie n'ont pas été produites par des processus abiotiquesabiotiques (sans intervention du vivant) ? Pour tenter d'éviter ce problème j'ai proposé de chercher à détecter tout à la fois des molécules d'ozoneozone, de gaz carboniquegaz carbonique et d'eau. Mais, d'une part, c'est une signature terrestre très spécifique et le vivant pourrait générer d'autres compositions. Et, d'autre part, ce n'est pas parce que je ne suis pas parvenu à obtenir par simulation des atmosphères d'exoplanètes avec cette signature par des processus non biologiques que ce n'est pas possible. Rien ne dit que mon exploration des phénomènes possibles est exhaustive.

Je pense donc qu'il faudra attendre d'avoir analysé et bien compris les atmosphères d'un très grand nombre d'exoplanètes avant de pouvoir raisonnablement se dire capable de reconnaître de façon indiscutable une atmosphère transformé par la vie.

Il n'en reste pas moins que le système de Trappist-1 devrait être un excellent laboratoire à notre portée pour débuter ce travail de recherche d'une vie ailleurs que dans le Système solaire.