mise à jour : 30 mars 2019
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De l'eau liquide

Auteur: Martin Turbet
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Diagramme de phase de l'eau
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L'eau est stable sous sa forme liquide pour une gamme donnée de valeurs de Températures / Pressions. Sur Terre, l'eau liquide est stable entre 0 et 100 °C.
Crédit : M. Turbet

Une planète habitable (de catégorie I) doit avoir de l'eau liquide disponible à sa surface. Il faut pour cela qu'elle ait d'abord été capable d'avoir accumulé de l'eau, puis de la conserver à sa surface, et enfin de la garder dans son état liquide.

Avoir de l'eau

L'eau est abondante dans notre galaxie. Il est ainsi très probable que les planètes ont au moment de leur formation de grandes quantités d'eau à disposition. Par la suite, comètes et météorites peuvent alimenter ces mêmes planètes en eau.

Maintenir l'eau liquide

Pour une planète, avoir de l'eau semble être une chose commune. Mais il est bien plus difficile de garder cette eau en phase liquide ... L'eau peut exister essentiellement sous trois formes : solide, liquide et gazeuse. La gamme de températures pour laquelle une planète peut avoir de l'eau liquide stable à sa surface dépend donc principalement de sa pression de surface. Actuellement sur Terre, cette gamme s'étend de 0 à 100°C car la pression au sol est de 1013 hPa.

Remarque : La présence de sels dissous dans l'eau liquide peut permettre d'abaisser sa température de solidification de quelques dizaines de degrés et également d'augmenter sa température d'ébullition

Garder cette eau

Une planète habitable est susceptible de perdre son eau par des mécanismes d'échappement atmosphérique. En particulier, l'eau liquide à la surface d'une planète habitable est en équilibre avec son atmosphère. La vapeur d'eau injectée peut monter dans la haute atmosphère et être photolisée par le flux UV en provenance de l'étoile, libérant ainsi des atomes d'hydrogène et d'oxygène. Les atomes d'hydrogène, légers, vont s'échapper facilement de la gravité. Si la quantité d'eau dans la haute atmosphère et le flux UV sont suffisament élevés, la planète initialement habitable peut perdre la totalité de son hydrogène et donc de son eau vers l'espace.

Il existe une méthode pour quantifier la perte en eau d'une planète par échappement atmosphérique. Le deutérium D (un proton+un neutron) est un isotope de l'hydrogène H (un proton). Il est présent en quantité à peu près constante depuis la formation de l'Univers. Pourtant, lors du mécanisme d'échappement atmosphérique décrit plus haut, l'hydrogène, plus léger que le deutérium, va s'échapper plus facilement. Au cours du temps, la proportion de deutérium sur une planète qui perd son eau vers l'espace va augmenter. Plus la proportion de deutérium est importante par rapport à celle de l'hydrogène (rapport D/H), plus la perte atmosphérique a été importante. Cependant, le rapport D/H ne renseigne pas sur la quantité d'eau initialement présente.

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