Une tentative de classifier les types d’exoplanètes -2 de 3 – l’environnement gravitationnel

Pour lire l’article précédent sur l’environnement stellaire

Une des surprises de la sonde voyager fut de révéler la très grande activité géologique de  la lune de Jupiter Io, qui est l’endroit le plus actif géologiquement de tout le système solaire. Elle a remis en question les théories des géologues sur la capacité des petits corps de rester actifs géologiquement sur de longues périodes. Il est reconnu d’après les théories actuelles sur la formation des planètes que la chaleur initiale qu’elle acquiert au départ est diffusé lentement à travers sa masse, plus la planète est grosse, plus la quantité de chaleur est potentiellement importante de même que la capacité de celle-ci de conserver cette chaleur sur de longues périodes. La possibilité de bien  conserver la chaleur accroît également les chance  d’avoir du même coup une activité géologique conséquente, sur ce dernier point les spécialistes débattent encore le cas des super-terres (3-4 masses terrestres et +) qui vu de leur plus grande pression interne potentielle peuvent avoir moins d’activité géologique que des planètes comme la nôtre, le matériel chaud ayant plus de difficulté à créer des courants magmatiques vers la surface à cause de la pression plus grande des couches supérieures de la planète qui sont plus épaisses.

Les plus grosses lunes du système solaire
Les lunes du système solaire en ordre décroissant comparées aux planètes telluriques.

À l’autre bout de la taille d’un corps qualifié de planétaire se trouve Vesta et possiblement Cérès qui semblent maintenant être des embryons de planètes au développement interrompu. On peut penser que seulement la masse détermine l’activité géologique d’une planète, mais comme le démontre Io et d’autres corps géologiquement très actifs de notre système solaire, un facteur semble jouer les trouble-fête, l’effet de marée.

Vesta, un monde à la géologie très riche considérant sa petite taille, serait non un astéroïde mais un embryon de planète avec un début de différenciation des couches internes.

L’effet de marée consiste à l’influence de deux corps par leur masse respective, plus l’objet est lourd, plus l’influence est grande, mais la distance aussi pour beaucoup, plus les objets sont proches plus l’effet est majeur. À toutes les 6 heures on peu voir que la Lune attire l’eau et également déforme la croûte terrestre par sa masse et sa relative proximité de la Terre. Le mouvement induit cause également un frottement et indirectement de la chaleur lors des marées. C’est cet effet que Io nous montre dans son exemple le plus extrême. Io est un peu plus petit que la Lune et est malgré tout plus actif que la Terre.

Image composée d’une photomosaique, montrant le panache bleu d’une éruption spectaculaire sur IO.

On en vient à concevoir l’effet de marée comme un facteur pouvant étendre les possibilités et les endroits habitables dans un système solaire. Les cas des «lunes océans» soit Europe, Titan, Encelade, Ganymède, Triton, possiblement Pluton et sa Lune géante Charon sont encore plus intéressant. Une des conditions pour l’apparition de la vie sur est la présence d’un solvant permettant une multitude de réactions chimiques préalable à la vie : l’eau. Il n’est pas fou de penser que d’autres solvants similaires comme l’ammoniac qui sont plus stable à basse températures, servir de base à d’autres biochimies exotiques pour l’instant très théoriques. C’est précisément ce qui pourrait exister sur ces lunes. L’effet de marée permettant à ces corps glacés bien au delà de la zone habitable classique de maintenir un environnement «chaud» et stable pendant des millions d’années. Les quelques images ci-dessous montrent bien le potentiel réel de cette lune pour héberger la vie.

Comparaison de l’intérieur des plus grosses lunes du système solaire selon les derniers modèles théoriques.
La structure présumé d’Europe en coupe. Le blanc la couche de glace, le bleu l’océan possible et la couche interne de roches.
Modèle expliquant les remontées d’eau le long des failles dans la couche de glace d’Europe.

Modèles expliquant la convection de la glace sur Europe, avec les deux type d’océan possible sous la couche de glace.
Quantité d’eau présente sur Europe par rapport à celle présente dans tout les océans terrestres à l’échelle (les boules bleues).
La même image comparant les quantités d’eau de la Terre, d’Europe et de Titan. Comparez bien les volumes d’eau en présence, Europe a plus d’eau que la Terre et Titan en possède plus que les deux autres réunies. La profondeur moyenne des océans de la Terre est 4 km, Europe de 100 km, Titan de 200 km. Les profondeur sont déterminé par des mesures de gravimétrie et des calculs de densités. Un différentiel dans les rotations de ces lunes ont été le premier indice de la présences des ces océans cachés.
Vue en coupe d’Encelade et son système de Geyser.
Comparaison entre la chaleur théorique et la chaleur mesurée présente dans la zone des geysers d’Encelade.
Éruption de geyser sur Triton.
Photo de triton avec la localisation des geysers.
L’intérieur de Titan.
Principales découvertes de la surface Titan.
Comparaison des intérieurs de Ganymède et de Callisto.
Intérieur de Ganymède.

L’environnement gravitationnel peu aussi s’avérer un problème pour les cas ou les planètes présentent une révolution synchrone avec leur étoile, i.e. la période de rotation de la planète (jour) est la même que sa période de révolution (année). La planète présente alors toujours la même face à son étoile. C’est le cas pour la Lune en orbite autour de la Terre. Plusieurs exoplanètes ont cette caractéristique, un coté glacé avec un coté brûlant séparés par une mince bande tempérée comme l’image ci-dessous.

Une possible planète en révolution synchrone, la bande verte est la zone tempérée ou la vie pourrait se développer.

Une autre problématique est que pour beaucoup d’exoplanète orbitant autour de naine rouges, la faible grandeur de leur orbite les amène dans une des trois situations suivante :

  1. Très près, rotation synchrone et chaleur brûlante
  2. Un peu plus loin la quantité de chaleur est correcte mais l’exposition aux éruptions solaires beaucoup plus intenses de ces étoiles demeure problématique
  3. Encore plus loin trop faible chaleur, les étoiles de ce type sont très petites et émettent donc moins de chaleur. La taille de leur zone habitable est forcément  plus petite que celle d’une étoile comme la nôtre.
  4. Un nouvel élément, les planètes soumises à un effet intense de marée aurait sur le long terme, une tendance à perdre leur eau présente dans leurs  couches internes, elles seraient littéralement «pressées à sec». Le système de satellites Galiléens serait un exemple miniature, plus ont s’éloigne plus les lunes ont une grande quantité d’eau (glacée et liquide) dans leur composition.

Ci-dessous des images de planètes autour de naines rouges.

Le prochain article portera sur l’environnement chimique pour classer les exoplanètes et leur habitabilité.

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