Les mystères des planètes rocheuses ultra-chaudes

Les planètes rocheuses ultra-chaudes, souvent appelées super-Terres, sont croyées recevoir assez de chaleur de leur étoile pour faire fondre leur surface, créant ainsi des océans de magma durables. Certaines théories suggèrent que ces planètes pourraient garder un peu de l'Hydrogène primordial qu'elles ont capturé pendant leur formation en se rapprochant de leur étoile.

Avec les avancées des télescopes spatiaux comme le télescope spatial James Webb, les chercheurs peuvent maintenant observer ces planètes plus précisément, ce qui leur permet d’étudier leurs atmosphères et peut-être même leurs intérieurs.

Pour comprendre les atmosphères de ces planètes de lave, les scientifiques utilisent des modèles pour simuler comment les gaz et les liquides interagiraient, en se concentrant sur l'équilibre entre l'atmosphère et l'Océan de magma. En regardant les différents niveaux d'hydrogène, ils peuvent prédire la composition de diverses atmosphères. Ce travail a montré que lorsque ces planètes ont des atmosphères silicatées, elles connaissent souvent ce qu'on appelle une Inversion thermique, où la température augmente avec l'altitude. Une caractéristique notable est un pic d'émission de monoxyde de silicium (SiO) dans le spectre.

Comparer des modèles incluant de l'hydrogène à d'anciennes études révèle que la présence d'hydrogène modifie les inversions thermiques. L'hydrogène aide à piéger la chaleur, réduisant la force de ces inversions. Cependant, les planètes très proches de leur étoile sont si chaudes qu'elles peuvent casser des molécules d'hydrogène tout en maintenant l'inversion thermique.

Comprendre ces comportements atmosphériques a deux points clés à observer : d'abord, le SiO est plus facile à détecter dans les atmosphères plus froides, et ensuite, trouver une inversion thermique dans une atmosphère chaude ne signifie pas qu'il n'y a pas d'hydrogène.

Les découvertes soulignent la nécessité de prendre en compte des gaz comme l'hydrogène lorsqu'on estime l'équilibre entre l'atmosphère et l'océan de magma, car ce gaz joue un rôle significatif dans la chimie de l'atmosphère.

Les nouveaux outils d'observation permettent aux scientifiques d'étudier un groupe de planètes rocheuses qui étaient difficiles à observer auparavant. Ces planètes, souvent classées comme exoplanètes rocheuses ultra-chaudes, se caractérisent par plusieurs points : elles ont de petits rayons, des périodes orbitales courtes, et sont soumises à une radiation intense de leurs étoiles hôtes, ce qui peut entraîner la fusion de leur surface.

Ces planètes rocheuses ultra-chaudes peuvent être catégorisées en différents types, tels que "mondes de lave" ou "mondes des océans de magma", en fonction de la quantité de leur surface couverte par de la roche fondue. La plupart des recherches se concentrent sur celles ayant des surfaces complètement fondues, mais des études sur des surfaces partiellement fondues sont prévues pour un avenir proche.

Une fois qu'une planète atteint une certaine distance de son étoile, en particulier à l'intérieur de 0,66 unités astronomiques, la phase des océans de magma peut durer plus de 100 millions d'années. L'interaction entre l'atmosphère et l'océan de magma permet aux scientifiques de déterminer de quoi est fait l'intérieur de la planète en analysant la composition atmosphérique.

Cette recherche peut aussi apporter des éclaircissements sur la Terre primitive, car les océans de magma sont supposés avoir été communs dans l'histoire des planètes rocheuses. Bien que certaines études suggèrent que les planètes rocheuses tempérées pourraient ne pas avoir d'atmosphères détectables avec la technologie actuelle, les températures de surface élevées dues à la proximité avec les étoiles fondent probablement la surface, formant des atmosphères silicatées fines.

La composition projetée de ces atmosphères silicatées inclut du Sodium (Na), de l'oxygène (O) et du SiO, avec des soupçons que de grands nuages de sodium et de potassium pourraient orbiter autour de ces mondes chauds.

Certaines planètes, comme HD 149026 b, pourraient même développer des nuages minéraux dans leurs atmosphères. Cependant, une chaleur extrême peut mener à des gaz ionisés, rendant la formation de nuages peu probable du côté éclairé de ces planètes rocheuses.

Les recherches sur diverses compositions atmosphériques ont trouvé qu'une atmosphère stable et pure de sodium changerait avec le temps et que seules certaines planètes, comme K2-141 b, possèdent les conditions nécessaires pour une surface fondue parmi les exoplanètes à période ultra-courte observées par les nouveaux télescopes.

L'énergie émise par les étoiles plus chaudes varie, influençant le comportement des atmosphères de certaines planètes rocheuses. Le rôle des différents gaz et de leurs densités pourrait aider à distinguer entre des atmosphères riches en volatils et des atmosphères rocheuses. Il a été suggéré que les planètes avec des densités inférieures à 2 g/cm³ pourraient perdre leur atmosphère d'hydrogène, tandis que certaines planètes rocheuses étonnamment peu denses pourraient contenir des quantités significatives de volatils.

Le processus de migration des planètes pendant leur formation pourrait conduire à ces exoplanètes océans de magma actuellement chaudes formées dans des régions plus éloignées et plus froides avec de plus grandes quantités d'hydrogène. Les planètes nouvellement formées peuvent saisir une atmosphère primitive riche en éléments plus lourds, principalement de l'hydrogène, mais cet hydrogène représenterait moins de 6 % de la masse de la planète au fur et à mesure qu'il s'échappe progressivement.

Pour les planètes en orbite plus tempérée, la quantité d'hydrogène dans l'atmosphère influence fortement la durée de la phase des océans de magma. Des gaz comme la vapeur d'eau (H₂O), le monoxyde de carbone (CO) et le méthane (CH₄) ont moins d'effet sur cette phase, mais augmenter la teneur en hydrogène peut prolonger significativement le temps avant que la solidification ne se produise.

Même de petites concentrations de gaz à effet de serre comme l'eau peuvent faire fondre des roches de surface et créer des océans de magma en dessous. Il y a des prévisions selon lesquelles de l'eau pourrait encore exister dans le manteau de certaines planètes, ce qui donnerait une pression partielle mesurable d'eau dans des atmosphères riches en métaux.

La relation entre l'hydrogène et l'atmosphère peut affecter la durée de vie des océans de magma et la composition chimique de l'atmosphère. Les scientifiques utilisent un modèle pour explorer comment la composition atmosphérique influence l'absorption de divers gaz, découvrant que l'isolation de l'atmosphère peut permettre aux océans de magma de persister.

Au fur et à mesure que l'atmosphère perd de l'hydrogène, elle se transforme en une atmosphère plus composée de H₂O, menant à une atmosphère plus épaisse au-dessus de la surface fondue. Des facteurs tels que l'irradiation stellaire et la présence de certains gaz jouent des rôles significatifs dans le maintien des océans de magma à mesure que les planètes évoluent.

Ce travail se concentre principalement sur la compréhension de la façon dont la présence d'hydrogène impacte la structure de l'atmosphère et les températures de surface de ces exoplanètes. Les grandes planètes avec des atmosphères riches en hydrogène peuvent être étudiées à l'aide de la spectroscopie de transmission, tandis que les plus petites nécessitent de la spectroscopie d'émission.

Les futures observations, en particulier avec des télescopes avancés comme le télescope spatial James Webb, devraient se concentrer sur des mondes rocheux chauds avec ou sans atmosphères riches en hydrogène. L'objectif est de rassembler des données sur leurs structures atmosphériques et leurs propriétés spectrales.

Une méthode appelée l'approche MAGMa+Atmospheric VOLatiles aide à calculer la composition de la vapeur libérée par les océans de magma et comment elle interagit avec l'hydrogène dans l'atmosphère.

Ce modèle examine un système composé de sodium, potassium, magnésium, aluminium, fer, silicium, oxygène et hydrogène. Les chercheurs évaluent comment différents éléments se comportent à différentes pressions et températures, découvrant qu'à mesure que les températures augmentent, la composition de la vapeur change.

Avec des températures changeantes, des réactions plus complexes peuvent se produire, influençant l'équilibre des gaz atmosphériques. Par exemple, l'augmentation des températures peut entraîner des niveaux croissants de SiO, tout en diminuant le sodium et le potassium.

Différentes compositions atmosphériques altèrent considérablement les profils de température et de pression, avec des données suggérant qu'à mesure que les concentrations d'hydrogène augmentent, les structures thermiques des atmosphères deviennent moins prévisibles.

L'étude montre que les inversions thermiques, où les températures augmentent avec l'altitude, se forment sous des compositions de gaz spécifiques et montrent des caractéristiques spectrales variables en fonction de la température et de la pression.

Dans les cas où l'hydrogène est abondant, la structure atmosphérique change, ce qui pourrait mener à l'absence d'inversions thermiques. En revanche, avec moins d'hydrogène, des matériaux solides et des métaux dans l'atmosphère créent de fortes inversions thermiques qui résultent en caractéristiques d'émission distinctes.

Les chercheurs proposent un critère pour identifier des cibles d'observation appropriées. L'étude souligne la nécessité d'un indice de potentiel d'hydrogénation pour évaluer si les planètes peuvent maintenir des atmosphères significativement riches en hydrogène, compte tenu de leurs tailles et densités mesurées.

En enquêtant sur des facteurs pertinents comme la température d'équilibre et la pression atmosphérique, les scientifiques peuvent sélectionner des planètes candidates qui pourraient abriter des enveloppes d'hydrogène. Ils évaluent la teneur maximale en hydrogène autorisée dans l'atmosphère d'une planète tout en faisant correspondre sa masse et son rayon observés.

Comprendre l'équilibre entre l'atmosphère et les structures sous-jacentes aide à prédire comment les planètes rocheuses évoluent. Des facteurs comme la présence d'hydrogène et les effets des températures élevées jouent des rôles cruciaux dans la formation et la stabilité de ces systèmes planétaires uniques.

En l'absence d'autres facteurs influents, l'étude indique que la présence d'hydrogène réduit généralement les inversions thermiques et change la façon dont les atmosphères interagissent avec la lumière.

Les études futures peuvent approfondir cette recherche en incluant les interactions d'autres volatils dans l'atmosphère et l'impact potentiel de l'évasion atmosphérique. À mesure que les scientifiques améliorent leurs méthodes et élargissent leurs modèles, ils peuvent davantage percer les mystères des planètes de lave et de leurs environnements.

En observant des indicateurs clés, les chercheurs peuvent aider à découvrir l'histoire et le potentiel d'habitabilité de ces planètes remarquables, éclairant ainsi les questions plus larges sur l'évolution planétaire et les perspectives de découverte de la vie au-delà de notre système solaire.