Habitabilité autour des différentes "étoiles" : Page pour l'impression

Plus une étoile a une faible masse, plus sa luminosité sera petite, et donc plus la Zone Habitable sera proche de cette étoile. Les Naines M, qui sont les étoiles les moins massives de la Séquence Principale (masse comprise entre 0,075 et 0,4 masse solaire) ont une Zone Habitable de 5 à 50 fois plus proche que celle autour du Soleil.

Plus une planète est proche de son étoile, plus les forces de marée exercées par son étoile sur elle vont s'accentuer.

Les forces de marée gravitationnelle

Lorsqu'une planète orbite autour de son étoile, la force de gravité (qui diminue avec la distance) ressentie par la planète n'est pas la même en tout point. La partie de la planète la plus proche de son étoile est plus attirée par l'étoile que la partie lointaine. En conséquence, l'étoile déforme la planète et crée un renflement dans sa direction (et dans la direction opposée).

Si la planète tourne plus rapidement sur elle-même que sa révolution autour de son étoile, ce renflement va se décaler légèrement par rapport à l'axe Etoile-Planète. La planète étant un corps non-élastique, il faut en effet un laps de temps non-nul pour que le renflement revienne dans la direction de l'étoile.

En conséquence, il se crée un décalage angulaire $\delta$ entre le renflement et la direction de l'étoile. Ceci a pour effet de créer un couple de rappel opposé au sens de rotation de la planète : la planète freine. Cet effet va durer tant que la vitesse de rotation de la planète est supérieure à sa vitesse de révolution. Dans cette situation, l'état d'équilibre le plus stable est la rotation synchrone.

En fonction des propriétés de la planète et de son étoile, le temps qu'il faut pour qu'une planète se synchronise avec son étoile est très variable. On estime que $t_{sync}=\frac{w_p a^6 I Q}{3 G {M_*}^2 k_2 R_p^5 }$ avec w_p la vitesse de rotation initiale de la planète, la distance Planète-Etoile, le moment d'inertie de la planète ( pour une sphère, on a par exemple $I=\frac{2}{5} M_p R_p^2$ ), la constante gravitationnelle, M_p et M_* respectivement la masse de la planète et de l'étoile et R_p le rayon de la planète. et k_2 sont deux coefficients qui caractérisent la réponse de la planète aux forces de marée.

Finalement, on retiendra que $t_{sync} \propto \frac{a^6}{M_*^2}$ . On a $F_p = \frac{L_*}{a^2}$ avec F_p le flux reçu par la planète et L_* la luminosité de la planète. On choisit F_p le flux moyen reçu par une planète habitable, indépendant de la planète et de l'étoile. Donc on a $a \propto L_*^{\frac{1}{2}}$ . Pour des étoiles de la Séquence Principale, on a de plus la relation Masse-Luminosité suivante : $L_* \propto M_*^3$ .

Bref, $t_{sync} \propto M_*^7$ . Par exemple, en considérant ce mécanisme, une planète dans la Zone Habitable d'une Naine M de 0,2 masses solaires se synchronisera ~ 10^5 fois plus rapidement qu'une planète, comme la Terre, dans la Zone Habitable du Soleil.

Note : Les forces de marée gravitationnelle peuvent être à l'origine de deux effets supplémentaires : 1. circulariser les orbites (les planètes en moyenne trop proches de leur étoile ont une excentricité qui diminue avec le temps) et 2. redresser l'obliquité (les planètes trop proches de leur étoile ont une obliquité qui tend vers 0).

Les forces de marée thermique

En fait, lorsque la planête est entourée d'une atmosphère sufisamment épaisse, il existe une autre force de marée qui pourrait retarder voire empêcher la synchronisation d'une planète : la force de marée thermique.

Prenez une planète avec une atmosphère épaisse, comme Vénus par exemple. Lorsque le Soleil chauffe la zone subsolaire de cette planète, l'atmosphère s'y réchauffe et se dilate. La pression augmente en altitude. Pour équilibrer les forces de pression atmosphérique, une partie de la masse de l'atmosphère est redistribuée vers le coté nuit, créant cette fois-ci un renflement dans la direction perpendiculaire à la direction du Soleil.

Si la rotation d'une telle planète est plus rapide que sa révolution autour de son étoile , on aura un décalage angulaire $\delta$ entre l'orientation du renflement et la perpendiculaire à la direction de l'étoile. Si $\delta$ est inférieur à 180°, le renflement va provoquer un couple accélérateur du même sens que la rotation de la planète.

Si ce couple est suffisamment important, la période de rotation de la planète va converger vers un état d'équilibre différent de la rotation synchrone, où couples de marée gravitationnel et thermique se compensent. C'est par exemple ce qui est arrivé à Vénus.

L'effet de marée gravitationnelle

Mécanisme de l'effet de marée gravitationnelle.

représente le sens de rotation de la planète.

Crédit : J. Laskar

L'effet de marée thermique

Mécanisme de l'effet de marée thermique.

représente le sens de rotation de la planète. L'atmosphère est représentée en bleue.

Crédit : J. Laskar

Zone Habitable et Rotation Synchrone

Représentation de la Zone Habitable en fonction de la masse stellaire et de la distance Etoile-Planète en Unités Astronomiques. Les droites représentent la délimitation entre deux zones : Celle où l'état d'équilibre final est une rotation synchrone et celle ou ce n'est pas le cas.

Crédit : Leconte et al., Science 347 (2015)

Il y a finalement deux critères majeurs pour savoir si une planète habitable va finir en rotation synchrone ou non. Plus la masse de son étoile est faible, et moins son atmosphère est épaisse, plus les chances sont grandes pour que la planète entre (et rapidement) en rotation synchrone.

Planètes en rotation synchrone : limite chaude de la Zone Habitable

Une planète en rotation synchrone autour de son étoile lui montre toujours la même face. Une telle planète possède une face fortement irradiée, mais une face et deux pôles non éclairés.

Prenons le cas d'une planète en rotation synchrone qui n'aurait ni océans, ni atmosphère. Sur une telle planète, les échanges de chaleur se font très mal d'un point à l'autre de la planète. Du coup, la différence de température entre la face irradiée et la face cachée sera extrême. Du côté caché, la température de surface dépendra essentiellement du flux géothermique $F_{g\'eo}$ . Soit $\sigma T_{cach\'e}^4 = F_{g\'eo}$ . Alors que du côté irradié, et notamment au niveau du point substellaire, $\sigma T_{irradi\'e}^4 = F_*~cos(\theta)~(1-A)$ , avec F_* le flux stellaire au point substellaire, $\theta$ l'angle zénithal et l'albédo de la surface.

Rajoutez maintenant à cette planète une atmosphère et des océans. Le transport de chaleur assuré par l'atmosphère et les océans va alors réduire les écarts de température entre les deux faces ...

Repousser la limite intérieure de la Zone Habitable

Si vous rapprochez la Terre du Soleil et que vous dépassez la limite de 0.95 UA, la Terre va partir en "Runaway Greenhouse" et ne sera plus habitable.

Prenez maintenant une planète similaire à la Terre mais orbitant en rotation synchrone autour d'une étoile similaire au Soleil. Si vous dépassez la limite de 0.95 UA, une telle planète peut rester habitable !

À mesure que cette planète se rapproche de son étoile, le flux lumineux reçu au point substellaire augmente. Ceci crée une zone de forte convection à l'origine de la formation de nuages épais très réfléchissants. La couverture nuageuse de la face irradiée peut atteindre jusqu'à 80%. Plus le flux stellaire augmente, plus ce mécanisme est efficace, plus l'albédo planétaire augmente. Conclusion : La limite intérieure de la Zone Habitable est largement repoussée vers l'intérieur.

Note : Lorsque ce mécanisme entre en jeu, la quantité de vapeur d'eau injectée dans la stratosphère est fortement augmentée, ce qui soulève la question de l'échappement atmosphérique de l'hydrogène.

La nouvelle limite de la Zone Habitable

Si vous déplacez cette planète beaucoup trop près de son étoile, le mécanisme décrit précédemment n'est plus suffisant pour assurer son habitabilité. En fonction de son état initial, la planète peut alors diverger vers deux états possibles et pourtant bien différents : 1. Elle peut entrer en Runaway Greenhouse. 2. Toute l'eau de la planète peut se retrouver piégée du côté froid. Cette "bistabilité" résulte de la compétition entre d'un côté le taux d'évaporation, côté jour, et de l'autre l'efficacité du transport/le taux de condensation de la vapeur d'eau dans les pièges froids, côté nuit.

1. Si la quantité de vapeur d'eau initiale dans l'atmosphère est suffisante, alors l'effet de serre de la vapeur d'eau va s'emballer en évaporant la totalité du réservoir d'eau de la planète. C'est l'état classique du "Runaway Greenhouse". 2. Mais si la quantité initiale de vapeur d'eau dans l'atmosphère est insuffisante, l'évaporation de l'eau liquide côté jour n'est pas suffisamment intense pour dépasser le taux de condensation côté nuit. Le seul état d'équilibre alors possible arrive lorsque la totalité de l'eau côté jour s'est évaporée pour finir, sous forme de glace, côté nuit.

Carte des températures d'une planète sèche, sans atmosphère, en rotation synchrone

Carte des températures d'une planète en rotation synchrone, sèche et sans atmosphère. On a choisi un flux stellaire égal à celui reçu par la Terre, soit de $1360~W.m^{-2}$ au point substellaire, et un flux géothermique égal à celui de la Terre, soit de $8.10^{-2}~W.m{-2}$ . Dans ces conditions, la température coté nuit atteint 34 K.

Crédit : M. Turbet

L'extension de la Zone Habitable et le rôle des nuages

Schéma d'une planète en rotation synchrone fortement irradiée. Dans la région substellaire, le flux lumineux élevé crée une zone de forte convection, à l'origine de la formation de nuages très réfléchissants. Ceci a pour effet d'augmenter drastiquement l'albédo de la planète et d'étendre ainsi la limite intérieure de la Zone Habitable.

Crédit : J. Leconte

Un climat bistable

Lorsqu'une planète en rotation synchrone dépasse un flux stellaire seuil, seuls deux états sont possibles : L'emballement de l'effet de serre, ou la condensation ("Collapse") du côté froid. On représente à gauche une carte des températures correspondant aux deux états possibles. On représente à droite les zones de prédominance des deux états en fonction de la pression de surface de l'atmosphère et de la colonne d'eau initiales.

Crédit : Leconte et al., y. Astron. Astrophys. 554, A69 (2013).

Planètes en rotation synchrone : limite froide de la Zone Habitable

Quand une planète a une orbite trop proche de son étoile, et par l'action de forces de marées, elle finit rapidement par avoir une orbite synchrone autour de son étoile. Les planètes "froides" de la Zone Habitable sont à priori moins concernées par cet effet, puisqu'elles sont beaucoup plus éloignées de leur étoile que les planètes "chaudes" de la Zone Habitable. Dans le cas du Soleil par exemple, une planète qui se trouverait à la limite intérieure de la Zone Habitable (0.95 UA) peut se synchroniser ~ 30 fois plus rapidement qu'une planète située au niveau de la limite extérieure (1.67 UA). Résultat : Une planète froide comme Mars n'a aucune chance d'être un jour en rotation synchrone car le temps que cela lui prendrait est bien supérieur à la durée de vie du Soleil.

Pourtant, autour d'étoiles de faible masse, la Zone Habitable est beaucoup plus rapprochée de l'étoile. Et les planètes "froides" de la Zone Habitable de telles étoiles sont susceptibles elles aussi d'entrer en rotation synchrone.

La limite "froide" de l'habitabilité des planètes en rotation synchrone

Les planètes en rotation synchrone ont très certainement, sous l'effet des forces de marée gravitationnelle, une obliquité très redressée (proche de $0^{\circ}$ , comme Mercure). Résultat : de telles planètes peuvent posséder plusieurs points froids (au niveau des pôles mais surtout au niveau de la face non éclairée). Pour qu'une planète "froide" (peu irradiée par son étoile) soit capable de garder de l'eau liquide à sa surface, il faut déjà qu'elle soit capable de conserver son atmosphère à l'état gazeux. En particulier, une planète en rotation synchrone dont l'atmosphère (composée par exemple de N_2,~CO_2,~H_2O ...) serait trop peu épaisse pourrait condenser l'ensemble de ses espèces gazeuses. De l'espèce la moins volatile à l'espèce la plus volatile, la vapeur d'eau va d'abord se condenser du côté froid, puis au tour du CO_2 et enfin ... même du N_2 !!! Une telle planète n'est pas capable de conserver son atmosphère sous forme gazeuse et ne peut donc pas être habitable (de classe I).

Lorsque l'atmosphère d'une planète en rotation synchrone s'épaissit (par exemple en injectant du CO_2 ) :

L'effet de serre augmente, réchauffant la planète.
L'échange de chaleur entre les faces éclairées/non-éclairées est de plus en plus efficace.

Autour d'une étoile type solaire, le premier point aurait un effet très réduit car la diffusion Rayleigh augmente l'albédo planétaire à mesure que la pression atmosphérique augmente. Mais c'est essentiellement autour des étoiles M (de faible masse) que des planètes "froides" peuvent entrer en rotation synchrone. Aux longueurs d'onde d'émission d'une telle étoile, la diffusion Rayleigh a une influence très limitée, et il est possible d'augmenter très fortement l'effet de serre d'une atmosphère en atteignant une pression atmosphérique très élevée.

Ainsi, si la planète possède une pression atmosphérique suffisante, l'effondrement de l'atmosphère peut être évité. Si c'est le cas, la planète est alors soumise au principe de Maximum Greenhouse correspondant à la distance orbitale à laquelle elle se trouve. NB : On peut noter que la présence d'un océan (contribuant très fortement au transport de chaleur) à la surface d'une telle planète peut permettre d'abaisser la pression critique à laquelle l'atmosphère condense.

Etoiles de faible masse

A l'heure actuelle, on considère que les étoiles de faible masse - appelées aussi Naines M - sont les meilleurs candidats pour héberger des planètes porteuses de vie. D'abord, elles sont plus nombreuses que les étoiles d'autres type. Parmi toutes les étoiles de notre galaxie, on compte près de 75% de Naines M. Ensuite, ces planètes ont une luminosité stable dans le temps. Leur Zone Habitable est donc plus stable encore que dans notre Système Solaire et la vie (et surtout la vie intelligente) bénéficie en théorie de plus de temps pour se développer.

Des débuts difficiles

Si les Naines M sont de bons candidats pour être hôtes de planètes habitables, la proportion de rayonnement UV et X qu'elles émettent (par rapport à leur luminosité totale) est bien plus élevé que le soleil, surtout au début de leur histoire. Intégré sur 5 milliards d'années, il peut être jusqu'à 30 fois plus important pour une Naine M que pour notre étoile.

Les planètes dans la Zone Habitable de Naines M recoivent donc un flux X-UV jusqu'à plusieurs dizaines de fois plus important que sur Terre. Or, c'est justement la partie du spectre stellaire à l'origine de l'échappement atmosphérique.

Il est aussi important de noter que pendant cette phase d'activité initiale accrue des Naines M, d'autres phénomènes comme des éjections de masse coronales ou des éruptions stellaires peuvent affecter lourdement l'évolution de l'atmosphère des planètes environnantes, d'autant plus qu'autour de telles étoiles, les planètes habitables sont beaucoup plus proches et donc affectées par de tels évènements.

Flux Ultraviolet des étoiles de la Séquence Principale

Proportion de Flux X-UV (intégré entre 0.1 et 100 nm et pendant les 5 premiers milliards d'années de l'étoile) dans le flux total émis par une étoile de la Séquence Principale, en fonction de sa masse.

Crédit : Forget and Leconte, Phil. Trans. R. Soc. A 372 (2014).

La Zone Habitable des Etoiles M

Les Naines M sont les étoiles de la Séquence Principale qui possèdent la température de brillance la plus faible. Du coup, le pic de leur spectre d'émission est décalé, par rapport au Soleil par exemple, vers des longueurs d'onde plus élevées. A ces longueurs d'onde, la diffusion Rayleigh de l'atmosphère est moins efficace et l'absorption de la vapeur d'eau (et d'autres gaz à effet de serre comme le CO) est accrue. Dans ces conditions, les planètes qui ont une atmosphère semblable à la Terre seront plus facilement chauffées autour d'étoiles de faible masse. Ceci a pour effet de décaler légèrement vers l'extérieur les deux limites de la Zone Habitable des étoiles de faible masse.

De plus, autour des étoiles M, le mécanisme de "Runaway Glaciation" décrit plus tôt est beaucoup moins efficace que sur Terre car l'albédo de la glace/neige y est réduit. L'albédo spectral de la glace/neige décroît avec la longueur d'onde et le pic d'émission d'une Naine M est décalé, par rapport au Soleil, vers les grandes longueurs d'onde. Ceci résulte en un albédo équivalent de la glace/neige plus faible que sur Terre.

Synchrone ou non ?

Les planètes dans la Zone Habitable des étoiles M sont très proches de leur étoile. La proportion de planètes en rotation synchrone autour de telles étoiles sera donc à priori plus grande qu'autour d'étoiles de type solaire. En considérant à la fois l'effet des marées gravitationnelles et thermiques , prenons le cas d'une Naine M de 0,3 masse solaire. Une planète semblable à la Terre (pression de surface de 1 bar) qui serait dans la Zone Habitable d'une telle étoile pourrait être aussi bien synchrone que non-synchrone ...

L'albédo de la glace autour d'une étoile M

L'albédo de la glace et de la neige dépendent de la longueur d'onde. Le spectre des étoiles M étant décalé vers les hautes longueurs d'onde, l'albédo intégré de la neige/glace est diminué !

Crédit : Joshi and Haberle, Astrobiology 12 (2008).

Auteur: M. Turbet

L'habitabilité autour des étoiles massives

Difficulté : ☆ Temps : 5 minutes

Les étoiles de la Séquence Principale dont la masse est supérieure à celle du Soleil ne sont pas très nombreuses. Elles peuvent héberger des planètes comme n'importe quelle autre étoile. Mais à priori, ce sont de très mauvais candidats pour héberger des planètes habitables ...

Question 1)

Qu'est ce qui limite l'habitabilité des étoiles massives ?

Naines Brunes

Certaines étoiles sont trop peu massives au moment de leur formation pour permettre à leur coeur d'atteindre la température de fusion thermonucléaire de l'hydrogène. Si leur masse est supérieure à environ 13 fois la masse de Jupiter, elle peuvent néanmoins être chauffé par la fusion du deuterieum. Ces étoiles avortées sont des Naines Brunes. C'est généralement le cas pour les étoiles de masse < $0.08 M\odot$ . Aujourd'hui, près de 1300 Naines Brunes ont déjà été détectées mais on estime que notre galaxie compte environ 1 Naine Brune pour 6 étoiles.

Evolution de la luminosité des Naines Brunes

On représente l'évolution temporelle de la luminosité de naines brunes de différentes masses. A la différence des étoiles de la Séquence Principale, la luminosité d'une naine brune décroît avec le temps.

Crédit : Chabrier and Baraffe, Annual Review of Astronomy and Astrophysics38 (2000)

A la différence des étoiles de la Séquence Principale, la luminosité d'une naine brune décroît avec le temps. La zone habitable autour d'une Naine Brune se déplace vers l'intérieur du système avec le temps.

Les Naines Brunes sont de mauvais candidats pour héberger des planètes habitables

Comme la luminosité d'une Naine Brune diminue très rapidement, la Zone Habitable se déplace très rapidement vers l'intérieur. La durée de vie dans la Zone Habitable des planètes, immobiles elles, est très courte.

De plus, lorsqu'une planète entre dans la Zone Habitable, elle aura été été auparavant très chaude. La totalité de son eau disponible en surface aura été sous forme de vapeur depuis sa formation. Et cette eau est susceptible de s'être échappée dans l'espace ...

Ainsi, plus une planète entre tard dans la Zone Habitable, plus elle y restera longtemps, mais plus aussi elle sera resté dans un état chaud auparavant ...

On pourra quand même noter que pour l'instant, il n'existe pas d'observations des émissions UV/X de naines brunes. Il est donc délicat d'estimer le taux d'échappement en eau des planètes avant d'entrer dans la Zone Habitable.

La Zone Habitable des Naines Brunes

On représente ici l'évolution de la Zone Habitable avec le temps pour une planète aux caractéristiques de la Terre orbitant une Naine Brune de 0.04 masse solaire. Au cours du temps, la Zone Habitable se rapproche de la Naine Brune jusqu'à atteindre la limite de Roche. La limite de Roche correspond à la distance orbitale à partir de laquelle les forces de marée exercées par l'étoile sur la planète dominent les forces de cohésion de la planète. En deçà de cette limite, la planète se disloque.

Crédit : E. Bolmont et S. Raymond.

Rotation Synchrone ou non ?

Les planètes dans la Zone Habitable d'une Naine Brune sont extrêmements proches de leur étoile. Par exemple, dans le cas d'une Naine Brune "classique" de 0.04 masses solaires, seules les planètes situées à une distance inférieure à ~0.003 U.A. sont continuement dans la Zone Habitable pour au moins ~4 milliards d'années. Parmis ces planètes, celles qui sont situées à une distance inférieure à 0.002 U.A. sont en deçà de la limite de Roche, distance critique à partir de laquelle les forces de marée exercées par l'étoile sur la planète dominent les forces de cohésion de la planète. Résultat : De telles planètes se disloquent.

Ainsi, si une planète semblable à la Terre orbite suffisamment longtemps (et pas trop près !) dans la Zone Habitable d'une Naine Brune, elle sera vraisemblablement en rotation synchrone.

Habitabilité autour des différentes "étoiles"

Etoiles de faible masse et synchronisation