Les systèmes aux premiers stades de formation subissent le plus grand nombre d'impacts en raison de la présence d'un grand nombre d'embryons sur des orbites instables. Serons-nous capables de considérer ces processus et de révéler le passé de la Terre?
Au cours des dernières étapes de la formation de la planète, de jeunes embryons planétaires s'écrasent sur d'autres protoplanètes, faisant fondre intensément leurs surfaces et leurs manteaux. Une telle collision entre la future Terre et Theia qui l'a frappée a créé le système Terre-Lune et a conduit à l'émergence de l'océan magma: un mélange de silicates fondus et de volatiles qui s'étend sur tout le manteau. Les océans de magma ont préparé le terrain pour la surface et l'atmosphère primitives sur lesquelles les conditions de vie se sont finalement développées.
La collision de la Terre nouveau-née et de Theia (un objet de la taille de Mars), qui a provoqué la formation de la Lune.
Malheureusement pour les géophysiciens, mais heureusement pour la vie en général, plusieurs milliards d'années de tectonique des plaques sur Terre ont détruit les signes évidents d'un océan de magma, et les scientifiques comprennent à peine comment ce monde chaud et fondu s'est transformé en une planète habitable. Cependant, on pense que les principes généraux de la formation des planètes rocheuses sont similaires dans les systèmes des autres étoiles et, par conséquent, les impacts les plus puissants ne sont pas rares sur les planètes qui se forment actuellement sur les orbites des jeunes étoiles.
Cela permet de capturer un instantané de la rémanence des impacts géants dans les systèmes exoplanétaires. La détection directe d'une protoplanète fondue sera la clé des premiers stades de l'évolution planétaire.
La chasse aux mondes en fusion
Les jeunes protoplanètes sont très chaudes et brillantes, car leurs températures de surface peuvent atteindre 3000 ° C. Ainsi, on pourrait penser qu'ils sont faciles à repérer dans le ciel nocturne, mais ce n'est malheureusement pas tout à fait vrai. En fait, au fur et à mesure que le manteau fondu se solidifie, les volatils dissous tels que l'eau et le dioxyde de carbone sont progressivement libérés dans l'atmosphère. En l'absence de vents stellaires forts ou de niveaux élevés de rayonnement ultraviolet de l'étoile, l'atmosphère de la planète s'épaissira, obscurcissant ainsi la surface. Ce faisant, il agira comme une couverture, prolongeant la période de refroidissement de l'océan magma.
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Une représentation artistique d'une exoplanète recouverte d'océans de magma.
Alors que l'existence d'océans magmatiques a été suggérée par des modèles théoriques de formation planétaire, la fusion globale des corps à la suite de collisions entre protoplanètes n'a pas encore été observée. Étant donné que le nombre de ces impacts devrait diminuer progressivement avec le temps, les jeunes systèmes planétaires offrent les meilleures chances de détecter de tels objets.
Cependant, pour être visibles, ces corps fondus doivent satisfaire à deux conditions. Tout d'abord, ne soyez pas trop près de leur étoile, sinon le télescope ne pourra pas séparer la protoplanète fondue de son hôte brillant. Deuxièmement, une quantité suffisante de rayonnement de l'océan magma doit pénétrer dans l'atmosphère.
En termes de rayonnement émis, les protoplanètes en fusion sont une cible attrayante pour l'imagerie directe car elles sont beaucoup plus lumineuses que les planètes plus anciennes comme la Terre. Donc, si jamais nous voulons commencer à collecter des photographies immédiates de planètes extrasolaires semblables à la Terre, alors les protoplanètes en fusion sont un bon point de départ!
Quelles sont les chances de détecter une rémanence?
Malheureusement, même avec les outils d'imagerie les plus avancés, la détection directe des planètes en fusion reste hors de portée. Cependant, les années 2020 verront l'ère des télescopes au sol colossaux: le télescope extrêmement grand (ELT) de l'ESO au Chili, le télescope magellanique géant (GMT) au Chili et le télescope de trente mètres (TMT) à Hawaï. En plus des nouveaux observatoires au sol, de futures missions spatiales sont envisagées pour l'imagerie directe des planètes rocheuses dans les zones habitables d'étoiles semblables au soleil, en particulier l'interféromètre LIFE (Large Interferometer for Exoplanet), qui promet une précision sans précédent dans la caractérisation des planètes extrasolaires.
Représentation artistique de l'Extremely Large Telescope de l'ESO.
La probabilité de voir une planète en fusion dépend de deux facteurs principaux: le nombre cumulé d'impacts géants subis par les objets du système planétaire et l'intervalle de temps pendant lequel le corps en fusion reste suffisamment chaud pour être détecté.
Pour déterminer la probabilité d'observer des protoplanètes en fusion, vous devez d'abord établir la probabilité d'impacts géants en simulant la formation planétaire. Les simulations informatiques suivent l'évolution de l'orbite et la croissance des embryons planétaires au fur et à mesure qu'ils fusionnent en planètes à part entière lors de collisions.
Les systèmes aux premiers stades de formation subissent le plus grand nombre d'impacts en raison de la présence d'un grand nombre d'embryons sur des orbites instables. Cela étant dit, ces naines rouges en orbite, les étoiles les plus courantes de la Voie lactée, seront frappées presque deux fois plus de fois que celles qui entourent nos homologues de notre Soleil. C'est très prometteur en ce qui concerne la probabilité d'apparition d'océans magmatiques, mais il y a une mise en garde: les protoplanètes de ces systèmes seront situés sur des orbites proches et ne pourront donc pas être séparés du rayonnement de l'étoile. De plus, les collisions seront moins énergiques et donc les corps seront ternes. Ainsi, l'observabilité potentielle devient fonction de l'âge de l'étoile, du nombre d'impacts et de l'énergie de collision.
Compte tenu de la fréquence d'apparition de l'océan magmatique, les scientifiques ont calculé l'évolution et la période d'existence des océans magmatiques pour déterminer les changements de température de surface en fonction de la taille de la planète et de l'épaisseur de son atmosphère, qui s'exprime dans la soi-disant émissivité: plus elle est basse, plus l'atmosphère est isolante.
Une représentation artistique d'une jeune exoplanète constamment bombardée par des embryons sur des orbites instables.
Les grands protoplanètes avec une atmosphère épaisse soutiendront plus longtemps les océans de magma, mais ils présenteront également un rayonnement plus faible et sont plus susceptibles d'être en dessous du niveau de sensibilité des télescopes. Il est important de noter que la composition probable des exoprotoplanètes peut différer considérablement de celle des premières planètes du système solaire. Ainsi, l'émissivité dépend d'un paramètre supplémentaire: une variété de compositions et de masses d'atmosphères exoplanétaires.
Naturellement, le meilleur endroit pour commencer à rechercher des planètes en fusion avec ELT ou LIFE est déterminé par la proximité du système solaire. Les cibles les plus prometteuses sont les groupes stellaires jeunes, proches et massifs. Imaginez que les scientifiques disposent déjà d'un télescope «approprié» et doivent voir toutes les étoiles individuelles d'une association. Une protoplanète fondue sera-t-elle trouvée? Ni oui ni non. La réponse est la probabilité statistique, en fonction d'un certain nombre de paramètres physiques.
Vue panoramique de l'association Carina OB1, qui contient plusieurs groupes de jeunes étoiles, comme l'amas Trumpler 14, qui abrite environ 2000 étoiles. Les systèmes les plus proches de nous, comme celui-ci, sont les principales cibles de détection des collisions de protoplanètes.
Par exemple, l'association β Pictoris (Beta Pictoris), située à 63 années-lumière du Soleil, comprend 31 étoiles avec une moyenne d'âge de 23 millions d'années. La probabilité de détecter au moins une planète avec un océan de magma parmi leurs systèmes planétaires sera négligeable avec un filtre insensible, mais peut atteindre 80% pour des observations avec LIFE à 5,6 micromètres ou avec ELT à 2,2 micromètres.
Que signifient ces chiffres et que faire ensuite?
Un certain nombre de questions demeurent. Par exemple, on ne sait toujours pas si les planètes sont nées autour de toutes les étoiles et quels types de planètes devraient être attendus en fonction de la classe de l'étoile.
Des études antérieures, qui ont discuté de l'observabilité potentielle des planètes en fusion, se demandaient si la rémanence d'un impact géant, similaire à celui qui a créé la Lune, pourrait être enregistrée dans des conditions proto-terrestres. Néanmoins, une étude des exoplanètes au cours des dernières décennies a montré que nombre de leurs caractéristiques (composition, masse, rayon, orbite, etc.) sont très différentes de tout ce qui était supposé à la suite de l'étude du système solaire. Par conséquent, les scientifiques s'attendent à d'énormes différences entre les propriétés de composition des jeunes protoplanètes et leurs atmosphères, c'est-à-dire que la question de l'observabilité potentielle de la proto-Terre en formation est intéressante, mais pas importante en raison de la probabilité insignifiante de la présence de ces protoplanètes dans le voisinage prévisible du Soleil.
Des milliers de systèmes stellaires vivant dans la Voie lactée.
Pour se rapprocher de la détection d'une protoplanète en fusion dans les prochaines années, plusieurs questions clés doivent être abordées: quelles sont les variations typiques de l'atmosphère des planètes rocheuses, comment les volatiles sont-ils répartis entre le manteau et l'atmosphère?
Les campagnes d'observation permettront aux scientifiques d'améliorer leur compréhension des propriétés atmosphériques et des distributions compositionnelles. De plus, il sera nécessaire de mieux limiter les caractéristiques des étoiles membres individuelles des associations les plus prometteuses: β Pictoris, Columba, TW Hydrae et Tucana-Horologium. Cela nécessite les efforts conjoints des théoriciens et des observateurs, des astronomes, des géophysiciens et des géochimistes.
Finalement, dans un avenir pas trop lointain, nous pourrons peut-être apercevoir un jeune monde radieux qui n'est peut-être pas si différent de notre propre maison dans l'univers.
Arina Vasilieva
