Planètes en rotation synchrone : limite chaude de la Zone Habitable

Auteur: M. Turbet

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).

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.