L'appellation « mini-Neptune » peut toutefois être trompeuse. Elle ne signifie pas nécessairement que ces planètes sont simplement des versions réduites d'Uranus et Neptune. Certaines pourraient posséder un noyau rocheux enveloppé d'une couche relativement modeste d'hydrogène et d'hélium ; d'autres pourraient être beaucoup plus riches en eau et autres éléments volatils.
Déterminer ce que sont réellement ces mondes est devenu l'un des grands problèmes de la science des exoplanètes.
1. Qu'est-ce qu'une mini-Neptune ?
1.1. Mini-Neptune ou sous-Neptune ?
Les termes mini-Neptune et sous-Neptune sont souvent employés pour désigner des objets similaires, mais il n'existe pas de définition universelle reposant sur une limite précise de masse ou de rayon.
Le terme sous-Neptune est particulièrement utilisé dans la littérature scientifique pour désigner les planètes plus petites que Neptune mais dont le rayon ou la faible densité suggère qu'elles ne sont pas simplement constituées de fer et de silicates.
Dans les études statistiques issues de la mission Kepler, une population particulièrement importante apparaît autour de 2 à 3 rayons terrestres, tandis que le terme sous-Neptune peut être utilisé plus largement jusqu'à environ 4 R⊕.
La NASA utilise également les termes mini-Neptune et sub-Neptune pour ces mondes intermédiaires entre les planètes terrestres et Neptune.
Il faut surtout retenir que la classification par rayon ne constitue pas une classification certaine par composition.
Deux planètes de même rayon peuvent posséder des structures internes très différentes.
1.2. Une frontière floue avec les super-Terres
Une super-Terre est essentiellement définie par sa taille ou sa masse supérieure à celle de la Terre, et non par l'existence d'une surface semblable à la nôtre.
Une planète qualifiée de super-Terre lors de sa découverte peut donc se révéler, après mesure de sa masse et de sa densité, beaucoup trop peu dense pour être constituée uniquement de roches et de métal.
Elle se rapproche alors davantage de la population des sous-Neptunes.
Les termes se chevauchent donc en partie dans la littérature, surtout lorsque seule la taille de la planète est connue.
La nature réelle d'une planète exige idéalement de connaître son rayon et sa masse, puis d'étudier son atmosphère.
2. Une découverte majeure de la mission Kepler
2.1. Une catégorie absente du Système solaire
Avant la découverte massive des exoplanètes, notre connaissance des planètes reposait essentiellement sur huit exemples.
Le Système solaire semblait présenter une séparation assez naturelle :
petites planètes rocheuses → géantes de glaces → géantes gazeuses.
Les observations de Kepler ont montré que cette vision était largement biaisée par notre environnement immédiat.
Les planètes légèrement plus grandes que la Terre sont extrêmement répandues autour d'autres étoiles.
Le vide entre Terre et Neptune constitue donc davantage une particularité du Système solaire qu'une règle générale de formation des planètes.
2.2. Le rayon ne suffit pas à connaître une planète
Lorsqu'une planète transite devant son étoile, la diminution de luminosité permet d'estimer son rayon.
Mais le rayon seul ne révèle pas sa composition.
La mesure de la masse — notamment par vitesses radiales ou variations des temps de transit — permet d'estimer sa densité moyenne.
C'est là que les mini-Neptunes deviennent particulièrement intéressantes.
Certaines possèdent une densité beaucoup trop faible pour être constituées uniquement de fer et de silicates.
Une enveloppe de matériaux beaucoup moins denses doit donc contribuer à leur volume.
Cette enveloppe peut être constituée d'hydrogène et d'hélium, de matériaux riches en eau et autres substances volatiles, ou d'une combinaison de plusieurs composants.
3. La découverte de la vallée des rayons
3.1. Deux populations apparaissent
L'une des découvertes les plus importantes réalisées depuis la première version de cet article date de 2017.
En analysant avec une grande précision les rayons de plus de 2 000 planètes découvertes par Kepler, Fulton et ses collaborateurs ont découvert que les petites planètes ne se répartissaient pas uniformément en taille.
Deux populations apparaissent.
La première possède typiquement des rayons inférieurs à environ 1,5 R⊕.
La seconde se concentre approximativement autour de 2 à 3 R⊕.
Entre les deux, vers 1,5 à 2 R⊕, les planètes sont sensiblement moins nombreuses.
Cette région est appelée vallée des rayons, fossé des rayons, ou parfois Fulton gap.
3.2. Une frontière physique entre mondes rocheux et mondes enveloppés ?
Cette vallée fournit un indice remarquable sur la structure des planètes.
Les petites planètes situées sous la vallée sont généralement compatibles avec des compositions dominées par les roches et le métal.
Les planètes situées au-dessus possèdent fréquemment une enveloppe ou une importante fraction de matériaux volatils qui augmente fortement leur rayon.
Dès 2015, Leslie Rogers avait montré statistiquement que la majorité des planètes dépassant environ 1,6 rayon terrestre ne pouvaient probablement pas être constituées uniquement de fer et de silicates.
La découverte ultérieure de la vallée des rayons a considérablement renforcé l'idée qu'une transition importante se produit dans cette région.
Il ne faut cependant pas transformer 1,6 ou 1,8 R⊕ en frontière universelle.
La position de la vallée dépend notamment de la période orbitale et des propriétés de l'étoile. Autour des naines rouges, par exemple, la séparation des populations peut être différente ou moins nette.
4. De quoi sont constituées les mini-Neptunes ?
4.1. Le modèle du noyau rocheux et de l'enveloppe H/He
Une représentation classique d'une mini-Neptune comprend :
un intérieur dominé par les roches et éventuellement le métal ;
éventuellement une importante région enrichie en eau et autres substances volatiles ;
une enveloppe externe contenant de l'hydrogène et de l'hélium.
Mais une caractéristique essentielle des mini-Neptunes est parfois contre-intuitive :
il n'est pas nécessaire qu'une grande fraction de leur masse soit gazeuse pour que leur rayon soit considérablement supérieur à celui d'une planète rocheuse.
L'hydrogène et l'hélium sont extrêmement peu denses.
Une enveloppe représentant seulement quelques pour cent de la masse totale peut ainsi occuper une fraction considérable du rayon de la planète.
Une planète possédant un intérieur de plusieurs masses terrestres peut donc atteindre deux ou trois rayons terrestres sans être majoritairement constituée de gaz en masse.
4.2. Des mondes riches en eau ?
Une autre possibilité est que certaines sous-Neptunes contiennent de très grandes quantités d'eau et d'autres substances volatiles.
On parle parfois de mondes d'eau (water worlds).
Il faut toutefois se méfier de l'image d'une planète terrestre simplement recouverte d'un immense océan.
Sous une atmosphère épaisse et à très haute pression, l'eau peut atteindre des températures de plusieurs centaines ou milliers de kelvins et adopter des états physiques très différents de l'eau liquide terrestre.
À grande profondeur peuvent apparaître des fluides supercritiques, des phases ioniques et, dans certaines conditions, des phases de glace à haute pression.
La frontière entre mini-Neptune riche en hydrogène, monde riche en eau et super-Terre possédant une atmosphère épaisse est donc loin d'être simple.
4.3. Une même masse, plusieurs planètes possibles
La masse et le rayon permettent de calculer une densité moyenne, mais plusieurs structures internes peuvent produire la même valeur.
Une planète relativement peu dense pourrait par exemple être :
un noyau rocheux entouré d'une enveloppe d'hydrogène et d'hélium ;
un monde contenant une très importante proportion d'eau ;
une combinaison de roches, d'eau et d'une enveloppe gazeuse plus mince.
Cette dégénérescence des modèles internes explique pourquoi l'étude directe des atmosphères est devenue essentielle.
5. Comment se forment les mini-Neptunes ?
5.1. Des noyaux qui capturent le gaz du disque
Les étoiles naissent entourées d'un disque de gaz et de poussières.
Dans ce disque, les grains s'agrègent progressivement pour former des planétésimaux puis des embryons planétaires.
Lorsqu'un embryon atteint plusieurs masses terrestres alors que le disque contient encore du gaz, sa gravité peut retenir une enveloppe constituée principalement d'hydrogène et d'hélium.
S'il continue à croître suffisamment rapidement, l'accrétion du gaz peut s'emballer et produire une planète géante.
Mais si le disque disparaît avant cette phase, la planète conserve seulement une enveloppe relativement modeste.
Elle peut alors devenir une sous-Neptune.
5.2. La migration planétaire
La situation est compliquée par la migration.
Une planète observée aujourd'hui près de son étoile ne s'est pas nécessairement formée à cet endroit.
Des embryons formés dans les régions externes du disque, riches en glaces, peuvent migrer vers l'intérieur.
Cette possibilité est particulièrement importante pour déterminer la composition des sous-Neptunes.
Une planète formée à l'intérieur de la ligne des glaces pourrait posséder un intérieur principalement rocheux.
Une planète née au-delà pourrait incorporer beaucoup plus d'eau et de matériaux volatils avant de migrer vers son orbite actuelle.
Les deux pourraient aujourd'hui présenter un rayon similaire.
6. Pourquoi existe-t-il une vallée des rayons ?
La vallée séparant statistiquement super-Terres et sous-Neptunes constitue aujourd'hui un véritable laboratoire de l'évolution planétaire.
Plusieurs mécanismes peuvent contribuer à son existence.
6.1. La photoévaporation
Les jeunes étoiles émettent d'importantes quantités de rayons X et ultraviolets.
Ce rayonnement chauffe les couches supérieures des atmosphères planétaires et peut entraîner leur échappement dans l'espace.
Une jeune mini-Neptune possédant une enveloppe relativement mince peut donc progressivement perdre son hydrogène et son hélium.
Si l'enveloppe disparaît presque entièrement, il reste essentiellement son intérieur dense.
La planète qui était autrefois une mini-Neptune peut alors apparaître aujourd'hui comme une super-Terre rocheuse.
6.2. La perte atmosphérique alimentée par le noyau
Le rayonnement de l'étoile n'est pas la seule source d'énergie susceptible de faire perdre une atmosphère.
Après sa formation, une planète conserve une importante chaleur interne.
En refroidissant, son intérieur libère de l'énergie qui peut contribuer à expulser une enveloppe légère.
Ce mécanisme est appelé perte de masse alimentée par le noyau (core-powered mass loss).
Photoévaporation et refroidissement interne pourraient tous deux participer à la création de la vallée observée.
6.3. Une autre hypothèse : deux compositions dès la formation
Une autre famille de modèles propose que la vallée ne soit pas uniquement produite par l'érosion des atmosphères.
Elle pourrait également refléter des différences de formation.
Les petites planètes pourraient être principalement rocheuses, tandis que les planètes de la population supérieure pourraient s'être formées avec beaucoup plus d'eau et d'autres volatils, notamment après migration depuis les régions externes du disque.
Ces différentes hypothèses ne sont pas nécessairement exclusives.
Les populations observées pourraient être le résultat combiné de la formation, de la migration et de plusieurs milliards d'années d'évolution atmosphérique.
7. Les mini-Neptunes peuvent-elles devenir des super-Terres ?
Oui, au moins dans certains cas.
C'était déjà une hypothèse évoquée lorsque les premières mini-Neptunes furent découvertes, mais elle est aujourd'hui beaucoup mieux étayée.
Une planète possédant un noyau rocheux et quelques pour cent de sa masse sous forme d'hydrogène et d'hélium peut perdre cette enveloppe si elle reçoit suffisamment d'énergie.
Son rayon diminue alors considérablement.
La distinction entre certaines super-Terres et mini-Neptunes pourrait donc représenter non seulement une différence de formation, mais également deux étapes évolutives possibles de mondes initialement proches.
Toutes les mini-Neptunes ne connaissent cependant pas ce destin.
Les planètes suffisamment massives ou suffisamment éloignées de leur étoile peuvent conserver leur enveloppe pendant des milliards d'années.
8. Des atmosphères enfin accessibles au télescope James Webb
8.1. GJ 1214 b, l'archétype de la sous-Neptune
GJ 1214 b est devenue l'un des exemples classiques de cette catégorie.
Elle possède un rayon d'environ 2,7 fois celui de la Terre et une masse d'environ huit masses terrestres.
Pendant des années, les observations de son atmosphère ont donné des spectres presque dépourvus de caractéristiques facilement identifiables, probablement en raison de nuages ou de brumes masquant les couches profondes.
Le télescope spatial James Webb a permis une avancée importante.
En observant la planète pendant presque toute son orbite, JWST a mesuré son émission thermique et montré que son atmosphère réfléchit une fraction importante du rayonnement reçu.
Les résultats indiquent une atmosphère riche en éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium purs, avec une importante couverture d'aérosols.
GJ 1214 b illustre ainsi parfaitement la difficulté du problème : même l'une des sous-Neptunes les plus étudiées ne peut être décrite comme une simple « petite Neptune ».
8.2. Une nouvelle phase de l'étude des sous-Neptunes
JWST permet désormais d'étudier directement la composition atmosphérique de certains de ces mondes.
La spectroscopie peut rechercher notamment :
vapeur d'eau ;
méthane ;
dioxyde de carbone ;
monoxyde de carbone ;
ammoniac ;
molécules soufrées ;
brumes et nuages.
Ces mesures devraient progressivement permettre de distinguer les planètes possédant une enveloppe dominée par H/He de celles dont l'atmosphère est fortement enrichie en éléments lourds.
Mais les nuages, les brumes et les interactions chimiques rendent l'interprétation particulièrement complexe.
9. Et si certaines possédaient un océan ?
La question devient encore plus intéressante pour les sous-Neptunes situées dans des conditions de température compatibles avec l'eau liquide.
Certains modèles envisagent l'existence de planètes possédant une atmosphère riche en hydrogène surmontant un vaste océan global. Ces mondes hypothétiques ont notamment été qualifiés de planètes hycéennes (Hycean worlds).
Le concept est intéressant pour l'astrobiologie, car une atmosphère riche en hydrogène peut produire un puissant effet de serre et étendre les conditions dans lesquelles de l'eau liquide pourrait exister.
Mais il faut être extrêmement prudent.
Une planète de rayon sous-neptunien peut également posséder une atmosphère tellement épaisse que la pression et la température deviennent incompatibles avec un océan liquide semblable à ceux de la Terre.
Même lorsque de l'eau est présente, une épaisse couche de glace à haute pression peut séparer l'océan du manteau rocheux.
Une sous-Neptune située dans la zone habitable de son étoile n'est donc pas nécessairement habitable.
10. Les mini-Neptunes sont-elles des géantes de glaces miniatures ?
Pas nécessairement.
Cette appellation était séduisante lorsque les premières planètes intermédiaires entre Terre et Neptune furent découvertes.
Elle est aujourd'hui trop restrictive.
Uranus et Neptune possèdent environ 14,5 et 17 masses terrestres et sont fortement enrichies en éléments lourds par rapport à Jupiter et Saturne.
Une sous-Neptune de 5 masses terrestres et 2,5 rayons terrestres peut présenter une histoire et une structure très différentes.
Certaines mini-Neptunes sont probablement des planètes rocheuses possédant une enveloppe relativement légère mais très étendue.
D'autres pourraient être extrêmement riches en eau.
D'autres encore pourraient se rapprocher davantage d'une version réduite d'Uranus ou Neptune.
La population des sous-Neptunes semble donc représenter une famille de structures planétaires plutôt qu'un modèle unique.
11. Des mondes parmi les plus importants de la Galaxie
Les mini-Neptunes occupent une place particulière dans notre compréhension de l'Univers.
Elles n'existent pas dans notre Système solaire, mais les observations montrent qu'elles sont extrêmement courantes autour des autres étoiles.
Elles occupent également une région fondamentale de la physique planétaire, à la frontière entre les mondes rocheux et les planètes possédant de vastes enveloppes de matériaux volatils.
Leur étude permet donc de poser plusieurs questions essentielles :
Pourquoi certaines planètes restent-elles rocheuses ?
Pourquoi d'autres acquièrent-elles une atmosphère représentant seulement quelques pour cent de leur masse mais une grande partie de leur rayon ?
Pourquoi certaines conservent-elles cette atmosphère tandis que d'autres la perdent ?
Quelle proportion des sous-Neptunes est riche en eau ?
Et existe-t-il, parmi elles, des mondes possédant un véritable océan liquide ?
En 2014, les mini-Neptunes pouvaient encore être décrites comme d'étranges « géantes de glaces naines ».
Une décennie d'observations supplémentaires a profondément changé cette image.
Elles apparaissent aujourd'hui comme l'une des populations les plus diverses et les plus importantes de la Galaxie : des mondes intermédiaires entre Terre et Neptune dont nous ne possédons, paradoxalement, aucun exemplaire à proximité pour nous servir de modèle.
12. Bibliographie et références
NASA Science — Neptune-like planets. Présentation des planètes neptuniennes et mini-Neptunes et de leur place dans la classification actuelle des exoplanètes.
NASA Science — How to Find Hidden Oceans on Mysterious Worlds? Chemistry. Présentation du problème des sous-Neptunes, de leurs atmosphères épaisses et de la recherche d'éventuels océans cachés.
