Que signifie vraiment « semblable à la Terre » ?
Il est presque impossible d’observer en détail la surface d’une exoplanète lointaine. Les astronomes mesurent plutôt la lumière bloquée lorsque la planète passe devant son étoile, ainsi que le mouvement imprimé à l’étoile par la gravité de la planète. Ces mesures révèlent sa taille et sa masse, que l’on peut ensuite comparer à celles de la Terre, propriété par propriété.
« Semblable à la Terre » peut désigner plusieurs choses : la taille, la masse, la lumière reçue ou l’atmosphère. Une planète peut avoir la taille de la Terre tout en possédant une surface très différente. Sa présence dans la zone habitable ne prouve pas davantage qu’elle abrite de l’eau ou de la vie. Chaque propriété doit être mesurée séparément pour préciser en quoi la planète ressemble à la Terre — et en quoi elle en diffère.
Une baisse de lumière révèle la taille de la planète
Lorsqu’une planète passe devant son étoile, elle bloque une partie de sa lumière. En enregistrant la luminosité de l’étoile au fil du temps, on obtient une courbe de lumière qui présente un creux : c’est une observation de transit. Si cette baisse se répète à intervalles réguliers, elle indique aussi la période orbitale de la planète.
La profondeur du creux donne le rapport entre la taille de la planète et celle de l’étoile. Une planète plus grande bloque davantage de lumière et produit un creux plus marqué. Le transit seul ne fournit toutefois pas la taille réelle de la planète : il faut également connaître le rayon de l’étoile pour calculer celui de la planète.
Depuis la Terre, toutes les planètes ne passent pas devant leur étoile. La méthode du transit ne détecte que celles dont l’orbite est orientée de manière à bloquer la lumière stellaire. Les planètes ainsi découvertes ne représentent donc pas l’ensemble de la population.
L’oscillation d’une étoile révèle la masse de la planète
Une planète exerce aussi une faible attraction gravitationnelle sur son étoile. Lorsque l’étoile se rapproche de nous, les raies d’absorption de son spectre se décalent légèrement vers le bleu ; lorsqu’elle s’éloigne, elles se décalent vers le rouge. C’est la méthode des vitesses radiales. Un décalage régulier indique avec quelle force la planète attire l’étoile.
L’amplitude de l’oscillation dépend à la fois de la masse de la planète et de l’inclinaison de son orbite. Pour une planète qui ne transite pas, cette inclinaison reste imprécise : les astronomes calculent généralement une « masse minimale ». Les taches et les éruptions stellaires modifient elles aussi la lumière ; il faut donc distinguer l’activité de l’étoile du signal planétaire.
Le rayon et la masse donnent la densité moyenne
Le rayon mesuré lors des transits peut être associé à la masse obtenue par vitesse radiale ou grâce aux variations des heures de transit provoquées par des planètes voisines. Ensemble, ces valeurs donnent la densité moyenne. C’est un premier indice pour déterminer si la planète est surtout constituée de matière solide ou entourée d’une épaisse couche de gaz léger.
Des structures internes différentes peuvent pourtant produire la même densité moyenne. Une planète rocheuse pauvre en fer et une planète riche en eau ou en autres matériaux légers peuvent présenter des densités proches. D’autres observations et modèles sont nécessaires pour savoir si elle possède des océans ou des continents, ou pour estimer la taille de son noyau.
La zone habitable se calcule avec la lumière stellaire et des modèles atmosphériques
La zone habitable est la région autour d’une étoile où de l’eau liquide pourrait subsister à la surface d’une planète, à condition que son atmosphère s’y prête. Elle est calculée à l’aide de modèles climatiques qui intègrent l’énergie de l’étoile, l’orbite de la planète et l’effet de serre de son atmosphère. Sa position varie selon que l’étoile est chaude et brillante ou froide et peu lumineuse.
La présence d’une planète dans cette zone ne prouve pas que l’on y a découvert de l’eau, une atmosphère ou de la vie. Deux planètes recevant une quantité de lumière comparable peuvent avoir des surfaces très différentes si leur atmosphère n’a ni la même épaisseur ni la même composition. L’atmosphère, les éruptions de l’étoile et la présence d’eau doivent être étudiées séparément.
Le spectre de transmission sonde l’atmosphère
Lorsqu’une planète passe devant son étoile, une partie de la lumière traverse son atmosphère. Les substances présentes absorbent plus fortement certaines longueurs d’onde ; à ces longueurs d’onde, la planète paraît très légèrement plus grande. Les astronomes ordonnent les profondeurs du transit par longueur d’onde pour former un spectre de transmission, puis le comparent à différents modèles atmosphériques.
Chaque mesure comporte une marge d’incertitude, et plusieurs modèles atmosphériques peuvent correspondre aux mêmes données. Les taches ou les régions brillantes de la partie de l’étoile traversée par la planète peuvent aussi modifier la profondeur du transit selon la longueur d’onde. Une petite courbure du spectre ne suffit donc pas à confirmer une molécule précise — encore moins la vie.
Ce que révèlent les observations de TRAPPIST-1 e et Proxima Centauri b
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TRAPPIST-1 e
TRAPPIST-1 e transite devant son étoile. Son rayon vaut environ 0,92 fois celui de la Terre, et sa masse a été mesurée grâce aux variations des heures de transit provoquées par l’attraction mutuelle des planètes voisines. Sa densité moyenne est compatible avec une planète rocheuse, mais les données ne désignent pas une composition interne unique.
Les observations du télescope spatial James-Webb publiées en 2025 ne correspondent pas à une atmosphère épaisse dominée par l’hydrogène. Elles ne permettent cependant pas encore de distinguer l’absence d’atmosphère de plusieurs autres possibilités, dont une atmosphère riche en azote. Pour l’instant, elles excluent certains modèles sans fournir une réponse unique.
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Proxima Centauri b
Proxima Centauri b fait le tour de l’étoile la plus proche du Soleil en environ 11,2 jours. Les mesures de vitesse radiale lui attribuent une masse minimale d’environ 1,07 fois celle de la Terre. Elle recevrait environ 0,64 fois la lumière que la Terre reçoit du Soleil.
Aucun transit de cette planète n’a été confirmé ; son rayon réel et sa densité moyenne restent donc inconnus. Sa position calculée dans la zone habitable ne renseigne pas, à elle seule, sur la présence d’eau en surface ou d’une atmosphère. Il faut aussi étudier l’effet des éruptions de son étoile naine rouge très active sur l’environnement planétaire.
Les planètes les plus faciles à détecter sont découvertes en premier
La méthode du transit favorise les grandes planètes, qui bloquent davantage de lumière, et celles proches de leur étoile, qui transitent souvent. La vitesse radiale est plus sensible aux planètes massives à courte période, qui attirent leur étoile plus fortement. Les petites planètes sur des orbites lointaines produisent des signaux plus faibles et demandent davantage de temps pour être confirmées.
Les catalogues actuels contiennent donc une part plus importante de mondes faciles à observer. Pour estimer la fréquence réelle des planètes, les astronomes doivent tenir compte de la probabilité de détection et des planètes que leurs relevés n’ont pas repérées.
Le rayon, la masse, la lumière reçue et l’atmosphère d’une planète proviennent d’observations différentes. Plus de données permettent de réduire le nombre d’explications possibles, mais pas d’affirmer ce qui n’a pas été observé à sa surface ou d’y annoncer la vie.
Sources
- NASA Science — Découvrir et caractériser les exoplanètes
- NASA Science — Sens et limites de la zone habitable
- ESA CHEOPS — Relation entre rayon, masse et densité moyenne
- ESA Ariel — Étudier les atmosphères par spectre de transmission
- NASA Exoplanet Archive — Paramètres actuels de TRAPPIST-1 e
- Agol et al. — Heures de transit, masses et rayons des planètes de TRAPPIST-1
- Espinoza et al. — Spectre de transmission JWST de TRAPPIST-1 e
- Glidden et al. — Contraintes actuelles sur les modèles atmosphériques de TRAPPIST-1 e
- NASA Exoplanet Archive — Paramètres actuels de Proxima Centauri b
- Faria et al. — Observations de précision de la vitesse radiale de Proxima Centauri
- Kipping et Sandford — Biais de sélection dans les relevés de transits
- Rackham et al. — Effet des surfaces stellaires sur les spectres de transmission