TRAPPIST-1 c

Quel type d’atmosphère TRAPPIST-1 c pourrait-elle avoir ?

TRAPPIST-1 c est un peu plus grande et plus massive que la Terre. Elle reçoit de son étoile presque autant d’énergie que Vénus en reçoit du Soleil. On a d’abord envisagé qu’elle puisse être une « jumelle de Vénus », entourée d’une épaisse atmosphère de dioxyde de carbone et de nuages. Pourtant, les mesures de la chaleur du côté jour en 2023, puis des variations de luminosité entre le jour et la nuit en 2026, ne correspondent pas à une atmosphère dont la pression au sol dépasserait environ 1 bar, une valeur proche de celle de la Terre. Il est encore impossible de distinguer une fine atmosphère d’oxygène d’une surface claire, sans air, qui renverrait une grande partie de la lumière de l’étoile.

• Environ 2,4218 jours Temps nécessaire pour faire le tour de l’étoile
• Environ 2,36 millions de km Distance moyenne entre la planète et l’étoile
• Environ 1,31 masse terrestre Masse calculée grâce aux variations des heures de transit
• Environ 1,10 rayon terrestre Rayon calculé grâce à la part de lumière stellaire masquée

Que mesure-t-on lorsqu’une planète passe derrière son étoile ?

Lorsque la planète apparaît à côté de l’étoile, le télescope reçoit à la fois la lumière stellaire et l’infrarouge émis par son côté jour. Quand la planète passe derrière l’étoile, seule la lumière de celle-ci reste visible. L’instrument MIRI de Webb a observé quatre de ces éclipses secondaires. À la longueur d’onde infrarouge de 15 μm, la luminosité totale diminuait d’environ 0,04 %. Cette petite différence a révélé la chaleur émise par le côté jour.

Cette luminosité correspondait à une température de brillance d’environ 380 K, soit 107 °C. Une atmosphère épaisse et riche en dioxyde de carbone comme celle de Vénus absorberait l’infrarouge à 15 μm et transporterait la chaleur du jour vers la nuit. Le côté jour paraîtrait donc plus sombre. Or c était bien plus brillante. Ce n’est pas un monde semblable à Vénus, avec une épaisse atmosphère de dioxyde de carbone et des nuages d’acide sulfurique, mais cette seule observation ne permettait pas de savoir si elle était totalement dépourvue d’atmosphère.

Comment comparer la chaleur du côté jour et du côté nuit ?

Le moment où une planète passe derrière son étoile ne renseigne que sur la chaleur du côté jour. Webb a enregistré sans interruption la luminosité infrarouge tandis que différentes faces de la planète se tournaient vers la Terre pendant une orbite complète. Cet enregistrement est appelé courbe de phase thermique. Avec une atmosphère épaisse, la chaleur gagnerait la nuit et produirait de l’infrarouge du côté nocturne. Le point le plus chaud pourrait aussi se décaler par rapport au point faisant directement face à l’étoile.

Dans les observations de 2026, la température de brillance du côté jour de c atteignait 369±23 K, soit environ 96±23 °C. La chaleur du côté nuit n’a pas été clairement détectée et l’heure du maximum de luminosité ne s’est pas décalée de façon notable. Ces résultats rendent très peu probable une atmosphère épaisse qui répartirait largement la chaleur du jour vers la nuit, surtout si sa pression au sol dépasse environ 1 bar.

La planète c n’a pas d’atmosphère épaisse comme Vénus. Mais on ignore encore si elle possède une fine atmosphère ou une surface claire qui réfléchit une grande partie de la lumière stellaire.

Pourquoi le côté jour de c est-il plus frais que prévu ?

La planète c est plus éloignée de l’étoile que b et reçoit moins d’énergie. Pourtant, la distance n’explique pas à elle seule toute la différence entre leurs courbes de phase. Son côté jour est plus frais que celui de b et, dans les modèles sans atmosphère, la surface doit réfléchir davantage la lumière. Une surface claire renvoie plus de lumière stellaire vers l’espace et reste donc plus fraîche.

Une autre explication serait une atmosphère extrêmement fine, composée surtout d’oxygène. Elle serait trop faible pour retenir beaucoup de chaleur ou la transporter vers la nuit, mais pourrait tout de même modifier la luminosité infrarouge du côté jour. Des modèles montrent aussi qu’une lumière stellaire intense aurait pu autrefois briser les molécules d’eau, laisser l’hydrogène léger s’échapper dans l’espace et conserver l’oxygène. Il s’agit d’une possibilité calculée, pas d’une détection directe d’oxygène.

1. La taille et la masse ont été déterminées La lumière stellaire masquée a donné la taille et les variations des heures de transit des planètes voisines ont donné la masse.
2. 2023 L’infrarouge à 15 μm du côté jour a écarté une épaisse atmosphère de dioxyde de carbone semblable à celle de Vénus.
3. La lumière pendant le transit a été analysée Il n’y avait pas d’atmosphère épaisse riche en hydrogène, mais les variations de l’étoile ont perturbé la mesure.
4. 2026 La chaleur du jour et de la nuit sur une orbite complète a encore réduit la possibilité d’une atmosphère dépassant 1 bar.
5. Aujourd’hui D’autres observations sont nécessaires pour distinguer une fine atmosphère d’oxygène d’une surface sans air très réfléchissante.

Comment la surface changeante de l’étoile perturbe-t-elle l’observation de l’atmosphère ?

En analysant la lumière stellaire qui traverse l’atmosphère pendant un transit, on peut rechercher les gaz qui l’ont absorbée. Les observations de c dans le proche infrarouge ont écarté une atmosphère riche en hydrogène ainsi que certaines atmosphères épaisses riches en eau, en ammoniac ou en monoxyde de carbone. Mais les taches et les régions brillantes de TRAPPIST-1 modifient elles aussi fortement la couleur de sa lumière. Les faibles traces d’une fine atmosphère n’ont donc pas pu être confirmées.

La variation de la luminosité infrarouge pendant une orbite complète est touchée autrement par les taches stellaires, mais elle n’identifie pas directement un gaz comme l’oxygène, qui retient peu la chaleur. Plusieurs longueurs d’onde infrarouges et la lumière stellaire mesurée pendant le transit devront toutes soutenir la même explication pour distinguer une fine atmosphère d’une surface claire.

À quel point TRAPPIST-1 c ressemble-t-elle à Vénus ?

La masse et le rayon de c correspondent à un monde rocheux, mais ne déterminent pas séparément la taille de son noyau de fer, les minéraux de sa surface ou sa pression atmosphérique. Recevoir presque autant d’énergie que Vénus ne signifie pas non plus que leurs environnements actuels se ressemblent. Le spectre et les éruptions de leurs étoiles, les matériaux qui les ont formées et leur histoire de perte atmosphérique diffèrent.

La valeur de 369±23 K, soit environ 96±23 °C, est une température de brillance du côté jour calculée à partir de l’infrarouge à 15 μm. Ce n’est ni la température moyenne de la planète ni la température réelle en tout point de sa surface. Une fine atmosphère d’oxygène et une surface très réfléchissante sont deux modèles capables d’expliquer la mesure ; l’oxygène, les nuages et les minéraux n’ont pas été détectés directement.

Sources

• NASA Exoplanet Archive — TRAPPIST-1 c
• NASA Science — Une épaisse atmosphère de dioxyde de carbone écartée
• Nature — Pas d’épaisse atmosphère de dioxyde de carbone sur TRAPPIST-1 c
• Nature Astronomy — Courbes de phase thermique de TRAPPIST-1 b et c
• The Astrophysical Journal — Transit de TRAPPIST-1 c et contamination stellaire
• The Planetary Science Journal — Masses et rayons de TRAPPIST-1
• NASA Science — Ce que Webb révèle du système TRAPPIST-1