La composition des super-terres

Ceci est la traduction d’un article écrit par Andrew LePage, physicien, paru le 30 juin 2015 sur son blog Drew Ex Machina sur lequel il s’exprime au sujet de ses travaux passés et futurs dans les domaines de la télédétection, de l’astronautique, de l’astronomie et de l’astrobiologie. L’article original se trouve à cette adresse. Nous remercions Andrew pour ce partage.

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L’une des principales motivations de la mission Kepler de la NASA est de trouver des planètes de la taille de la Terre orbitant des étoiles semblables au Soleil en observant les transits de ces planètes. Pendant que les nouvelles découvertes se succèdent, l’analyse des données de la mission va permettre aux scientifiques de répondre à de nombreuses questions concernant les planètes plus petites que les géantes gazeuses. Un grand nombre de planètes plus petites que Neptune ont déjà été identifiées par Kepler et encore plus sont attendues. Alors que l’immense majorité de ces planètes n’ont aucun espoir d’être habitable, leur étude permet d’apporter un éclairage sur la nature de la nouvelle classe de planètes appelées « super-terres » et les limites de l’habitabilité.

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Diagramme montrant les principaux composants du télescope spatial Kepler de la NASA (NASA/Kepler Mission/ Ball Aerospace)
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Avant la mission Kepler, on devinait l’existence de planètes plus grandes que la Terre mais plus petites que Neptune mais leurs propriétés était inconnues car aucune n’est présente dans le système solaire. De ce fait, les détails de la transition entre les planètes rocheuses et non-rocheuses étaient inconnues. Lorsque les astronomes ont développé une nomenclature pour classer les planètes que Kepler allait détecter en fonction de leur taille, ils ont arbitrairement définit par « super-terre » toute planète avec un rayon entre 1.25 et 2.0 fois celui de la Terre (RT), indépendamment de sa composition qui ne peut être déduite des seules données de Kepler. Les planètes entre 2.0 et 4.0RT sont quand à elles appelées neptunes (bien que beaucoup considère les plus petites d’entre elles comme « super-terres »). Maintenant que Kepler a trouvé des planètes de cette catégorie, les astronomes commencent à examiner leur rapport masse-rayon et cherchent à déterminer leur composition. La dernière planète extrasolaire de cette catégorie dont la masse a été mesurée avec précision est Kepler-93 b.

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Kepler-93 b

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Kepler-93 b a été détectée dans les données des quatre premiers mois de Kepler par Boruki et son équipe. Cette super-terre orbite une étoile à peine plus petite,moins massive que le Soleil et ayant 78% de sa luminosité en seulement 4.7 jours. Par conséquent elle reçoit 280 fois plus de flux lumineux que la Terre et n’est pas potentiellement habitable. En utilisant les données de Kepler et du Télescope Spatial Spitzer, Ballard et son équipe ont affiné la mesure du rayon de Kepler-93 b: 1.47±0.02 RT. C’est la mesure de rayon la plus précise pour une exoplanète jamais réalisée. Il y a environ un an, Marcy et son équipe ont fait la première estimation de la masse de la planète en utilisant 32 mesures de vitesse radiale en utilisant l’instrument HIRES du Keck obtenues entre juillet 2009 et septembre 2012: 2.6±2.0 masses terrestres (MT). Mais l’incertitude de mesure était trop élevée pour en déduire la composition de ce monde. Des travaux ultérieurs de Ballard et son équipe en utilisant 14 mesures supplémentaires datant de la saison d’observation de 2013 ont été en mesure d’affiner la mesure à 3.8±1.5MT, mais l’incertitude était encore trop large.

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Dans un nouvel article en cours de publication, Dressing et son équipe présente une mesure plus précise et plus utile de la masse de Kepler-93 b dans le cadre d’une collaboration internationale. Pour cela les données originelles de HIRES ont été combinées avec une analyse de 86 spectres obtenus durant les saisons d’observations de 2013 et 2014 par le spectrographe HARPS-N installé sur le 3.57m Telescopio Nazionale Galileo (TGN) du Roque de los Muchachos Observatory dans les îles Canaries. Comme cela avait déjà été noté par Marcy et son équipe, les mesures de vitesse radiale indiquent la présence d’un deuxième objet, appelé pour le moment Kepler-93 c, sur une orbite estimée à une dizaine d’années (ce qui correspond à un rayon orbital de 4.5 UA) et une masse supérieure à 8.5 MJ. Plus de mesures et sur une longues période seront nécessaires pour déterminer l’orbite et la nature de cet objet mais il s’agit vraisemblablement d’une naine brune ou d’une petite étoile.

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Le 3.57m Telescopio Nazionale Galileo (TNG) au Roque de los Muchachos Observatory aux îles Canaries. Des mesures précises de vitesse radiale sont faites avec ce télescope en utilisant le spectrographe HARPS-N. (TNG)
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Une fois le signal dû à Kepler-93 c soustrait des données, la signature de Kepler-93 b apparaît avec une semi-amplitude de 6.9±0.27 m.s-1. Combiné avec les observations de Kepler, cela donne une masse de 4.0±0.7MT et une masse volumique de 6.9±1.2 g.cm-3. En comparant ces paramètres aux modèles des planètes avec différentes compositions, les chercheurs ont déduit de Kepler-93 b est une planète entièrement différentiée faite à 83% de silicate de magnésium (MgSiO3) et à 17% de fer (Fe), une composition très proche de celles de la Terre et de Vénus.

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Comparaison avec d’autres planètes

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Dressing et son équipe poussent leur analyse un peu plus loin et comparent les propriétés de Kepler-93 b à celles de neuf autres planètes extrasolaires dont le rayon est inférieur à 2.7 RT et dont la masse a été déterminée avec une précision d’au moins 20%. La Terre et Vénus on également été inclus dans l’analyse. Les sept planètes dont la masse était inférieure à 6MT semblent avoir une composition étonnamment proche de celle de la Terre avec 83% de MgSiO3 et 17% de fer. Même lorsque la Terre et Vénus sont retirées cette conclusion reste inchangée. Inversement toutes les planètes dont la masse excède 6MT ont une densité compatible avec une composition riche en volatils tels que l’eau, l’hydrogène et l’hélium.

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La relation masse-rayon pour toutes les planètes extrasolaires de moins de 2.7RT et une masse connue avec une précision d’au moins 20%. Les différentes courbes indiquent les modèles de planètes avec des compositions différentes. La ligne de pointillés bleus représente une composition tellurique et la plage claire indique les variations de l’atmosphère des étoiles. Cliquez pour agrandir l’image. (Dressing et al.)
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Dressing et son équipe ont ensuite étudié l’effet sur la densité des planètes de différents ratios de fer, de silicates et de magnésium correspondant aux variations observées dans la photosphère des étoiles proches abritant des planètes extrasolaires. Dans le système solaire, l’abondance des éléments dans l’atmosphère du Soleil reflète leur abondance dans les planètes. L’hypothèse de Dressing et al. est que l’abondance élémentaire des autres étoiles reflète de même la composition de leurs exoplanètes. Ils ont trouvé que changer ces ratios dans les modèles produit une variation de 2%, ce qui correspond bien à la variance de 1.9% observée expérimentalement. Bien qu’il faille bien plus de données pour conclure, ces recherches suggèrent que toutes les planètes rocheuses de moins de 6 MT obéissent à la même relation masse-rayon, ce qui correspond à des planètes de moins de 1.6 RT. Les planètes plus grosses ne seraient plus rocheuses, mais riches en volatiles.

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Cette découverte est en accord avec une étude antérieure sur le même sujet publiée en 2014. En combinant les rayons mesurés par Kepler et les mesures de masse réalisées par vélocimétrie et chronométrage de transit (TTV), Marcy et al. ainsi que Weiss et Marcy ont trouvé que la densité des super-terres a tendance à augmenter avec le rayon comme on pourrait s’y attendre pour les planètes rocheuses. Mais quelque part entre 1.5 et 2.0 RT il y a une transition au delà de laquelle les planètes les plus larges deviennent de moins en moins denses. L’interprétation qui en découle est que les planètes plus grandes que 1.5RT ont tendance à être plus riches en éléments volatiles comme l’eau (notamment sous forme de glace chaude à haute pression) et posséder une atmosphère épaisse, riche en hydrogène et en hélium qui fait diminuer la densité de la planète. Ces planètes ne peuvent plus être considérées comme rocheuses comme la Terre et devraient être classées comme mini-neptunes.

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Graphique montrant la densité en fonction du rayon de 33 planètes extrasolaires et solaires issu de Marcy et al.. La nouvelle analyse de Dressing et al. se confine aux planètes donc la masse est mesurée de façon plus précise. (Marcy)
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La nouvelle étude de Dressing et al. et en parfait accord avec une analyse statistique de la relation masse-rayon pour 47 planètes extrasolaires avec masses et rayons mesurés avec précision dans un articles soumis en juillet 2014 par Leslie Rogers (Hubble Fellow au California Institute of Technology). L’analyse de Rogers montre qu’une transition entre planètes rocheuses et gazeuses à lieu à 1.5RT. Une transition brutale est plus probable qu’une transition graduelle. En prenant en compte les incertitudes de mesure dans son analyse, Rogers considère que la transition à lieu avant 1.6RT avec 96% de confiance. La masse d’une planète de 1.6 RT avec une composition tellurique serait de 6MT, ce qui est exactement ce qui a été trouvé par Dessing et al..

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Cette nouvelle étude étaye l’idée que les super-terres avec un rayon plus large que 1.6RT ou une masse supérieure à 6MT sont susceptibles d’avoir la composition d’une mini-neptune. De ce fait ne peuvent pas être considérées comme habitables comme cela a été revendiqué dans les médias et même dans la littérature scientifique. La plupart de ces planètes extrasolaires « potentiellement habitables » ne sont sans doutes même pas telluriques sans parler d’habitabilité. Les seuls candidats raisonnables connus, dont la masse ou le rayon sont inférieurs aux limites susdites sont Kepler-62 f et Kepler-186 f.

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Comparaison de la taille approximative d’une planète à la transition rocheuse/gazeuse avec celles de la Terre et de Neptune.
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Bien qu’il existe des preuves que la transition soit brutale en fonction du rayon planétaire aux alentours de 1.5RT, probablement en dessous de 1.6RT, des données récentes suggèrent que la transition pourrait être plus progressive quand on la considère du point de vue de la masse. En novembre 2014 Schmitt et al. annoncent la découverte d’une planète orbitant Kepler-289 qu’ils ont appelé PH3 c d’après le programme Planet Hunters, le programme de science participatives qui a permis sa découverte dans les données archivées de la mission Kepler. Les données indiquent que la planète a un rayon de 2.7RT. En utilisant la méthode du chronométrage de transits, Schmitt et al. ont mesuré la masse de PH3 c à 4.0±0.9 MT (pas assez de précisions pour être inclus dans l’analyse de Dressing et al.). Ces deux paramètres combinés donnent une masse volumique de 1.2±0.3g.cm-3, soit 1/5 de celle de la Terre. D’après les modèles, cette densité est compatible avec une atmosphères chaude et épaisse d’hydrogène et d’hélium occupant la moitié du rayon de la planète mais ne représentant que 2% de sa masse totale. Encore une fois plus de données sont nécessaires pour explorer la composition des super-terres mais les propriétés de PH3 c suggèrent qu’il pourrait y avoir une transition plus graduelle en fonction de la masse entre 4 et 6MT.

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Conclusion

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La dernière étude par Dressing et al. confirme des analyses ultérieures des données de Kepler concernant les planètes plus petites que Neptune, indiquant que les super-terres plus massives que 6MT ou plus grandes que 1.6RT sont des mini-neptunes et non des planètes telluriques. Toutes les planètes extrasolaires plus petites semblent avoir une composition identique à celle de la Terre, à savoir 83% de MgSiO3 et 17% de fer. Bien qu’il soit tôt pour conclure sur la question, la plupart de des planètes extrasolaires annoncées comme « potentiellement habitables » ne sont sans doutes même pas telluriques sans parler d’habitabilité. Les seuls candidats raisonnables connus, dont la masse ou le rayon sont inférieurs aux limites susdites sont Kepler-62 f et Kepler-186 f.

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Lectures complémentaires

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  • “Habitable Planet Reality Check: Terrestrial Planet Size Limit”, Drew Ex Machina, July 24, 2014 [Post]
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  • “The Transition from Rocky to Non-Rocky Planets”, Centauri Dreams, November 14, 2014 [Post]
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  • “Habitable Planet Reality Check: Kepler 186f”, Drew Ex Machina, April 20, 2014 [Post]
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  • “The Transition from Super-Earth to Mini-Neptune”, Drew Ex Machina, March 29, 2014 [Post]
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Références

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  1. Sarah Ballard et al., “Kepler-93b: A Terrestrial World Measured to within 120 km, and a Test Case for a New Spitzer Observing Mode”, The Astrophysical Journal, Vol. 790, No. 1, Article id. 12, July 2014
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  3. Borucki et al., “Characteristics of Planetary Candidates Observed by Kepler. II. Analysis of the First Four Months of Data”, The Astrophysical Journal, Vol. 736, No. 1, Article id. 19, July 20, 2011
  4. \n

  5. Courtney D. Dressing et al., “The Mass of Kepler-93b and the Composition of Terrestrial Planets”, arVix 1412.8687 (accepted for publication in The Astrophysical Journal), December 30, 2014 [Preprint]
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  7. Geoffrey W. Marcy et al., “Masses, Radii, and Orbits of Small Kepler Planets: The Transition from Gaseous to Rocky Planets”, The Astrophysical Journal Supplement, Vol. 210, No. 2, Article id. 20, February 2014
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  9. Leslie A. Rogers, “Most 1.6 Earth-Radius Planets are not Rocky”, arVix 1407.4457 (submitted to The Astrophysical Journal), July 16, 2014 [Preprint]
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  11. Schmitt et al., “Planet Hunters VII: Discovery of a New Low-Mass, Low Density Planet (PH3 c) Orbiting Kepler-289 with Mass Measurements of Two Additional Planets (PH3 b and d)”, The Astrophysical Journal, Vol. 795, No. 2, ID 167, November 10, 2014
  12. \n

  13. Lauren M. Weiss and Geoffrey W. Marcy, “The Mass-Radius Relation for 65 Exoplanets Smaller than 4 Earth Radii”, The Astrophysical Journal Letters, Vol. 783, No. 1, Article id. L6, March 2014
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