L’année 2025 se termine. Il y a un siècle, Werner Heisenberg puis Max Born et Pascual Jordan découvraient et développaient la version matricielle de la mécanique quantique. Erwin Schrödinger, de son côté, découvrait sa fameuse équation, révolutionnant d’abord la théorie des ondes matérielles de Louis de Broglie, puis la mécanique quantique elle-même, dont il allait publier une première version dans un article en janvier 1926.

Mais 2025 n’a pas été que l’Année Internationale de la Science et de la Technologie quantiques, ce fut aussi l’anniversaire des 30 ans de la découverte par Michel Mayor et Didier Queloz de la première exoplanète autour d’une étoile de la fameuse séquence principale, séquence sur laquelle se trouve notre Soleil et qu’il quittera quand il changera d’état pour devenir une géante rouge puis une naine blanche.

La surprise était grande car il s’agissait de ce que nous appelons maintenant un Jupiter chaud, c’est-à-dire une géante gazeuse formée initialement loin de son étoile – souvent une naine rouge, car elle est majoritaire dans la Voie lactée – mais ayant ensuite migré au point d’être très proche de son soleil et donc d’être surchauffée à des températures pouvant dépasser le millier de degrés.

On n’allait pas tarder à avoir les premières indications sur la composition des atmosphères de ces géantes gazeuses, par exemple avec Osiris. Est venue ensuite aussi la découverte des premières planètes rocheuses, souvent des superterres, mais finalement aussi des planètes de la taille de la Terre ou peu s’en faut, situées dans la mythique – mais parfois survendue – zone d’habitabilité.

Aujourd’hui, fin décembre 2025, plus de 7 910 exoplanètes sont connues de la noosphère dans la Voie lactée, comme on peut s’en convaincre en consultant le célèbre site de l’Encyclopédie des planètes extrasolaires fondé en 1995 par l’astronome Jean Schneider de l’observatoire de Paris. Pour faire connaissance avec ces planètes et la façon dont on peut les étudier, on pourra consulter grâce au CEA plusieurs vidéos formant une websérie.

Les méthodes de détection des exoplanètes se sont largement diversifiées depuis les années 1990. Elles peuvent se classer en deux grandes catégories, les méthodes directes et les méthodes indirectes. Les trois méthodes principales sont la méthode directe d’imagerie, la méthode indirecte du transit et la méthode indirecte de la vitesse radiale. © CEA Recherche

Des planètes avec des océans de magma

Toutefois, le grand défi de la recherche de l’existence d’une biosignature avec une exoplanète nous pousse à chercher des exoplanètes rocheuses avec une atmosphère. On peut alors tenter de l’analyser à l’occasion de transits planétaires, mais pour cela, il faut découvrir des candidates pas trop loin du Système solaire et avec transit. La mission Transiting Exoplanet Survey Satellite (Tess) de la Nasa, qui a succédé à Kepler pour la chasse aux exoplanètes, a été conçue précisément dans ce but.

Elle a fourni plusieurs TOI (une abréviation pour Tess Objects of Interest en anglais, ce qui peut se traduire par « Objet intéressant de Tess ») que les astrophysiciens pouvaient regarder de plus près grâce, notamment, aux observations dans l’infrarouge du télescope spatial James-Webb (JWST), plus précisément ses observations spectroscopiques dans l’infrarouge avec ses instruments comme son spectrographe NIRSpec (Near-Infrared Spectrograph).

Aujourd’hui, plusieurs communiqués, dont celui de l’Institut Trottier de recherche sur les exoplanètes (IREx) basé à l’Université de Montréal (UdeM), mettent sur le devant de la scène le cas de l’exoplanète TOI-561 b.

Un article, publié dans The Astrophysical Journal Letters mais dont une version libre existe aussi sur arXiv, explique en effet qu’avec des observations du JWST, les astrophysiciens disposeraient maintenant de la preuve la plus solide à ce jour de l’existence d’une atmosphère sur une planète rocheuse en dehors de notre Système solaire.

Plus exactement, les données fournies par le James-Webb laissent penser que TOI-561 b abrite un océan de magma global, semblable à celui qui a probablement recouvert la Terre primitive durant l’Hadéen et qui a certainement existé à la même époque sur la Lune, océan qui serait recouvert dans le cas de l’exoplanète par une atmosphère épaisse.

Mais comment en est-on arrivé à cette dernière conclusion ?

Tout d’abord, il faut savoir que, même si TOI-561 b est en orbite autour d’une étoile de type G, donc comme notre Soleil, et que son rayon est environ 1,4 fois supérieur à celui de la Terre, elle se trouve en fait à seulement 1,6 million de kilomètres ; ce qui représente un quarantième de la distance entre Mercure et le Soleil.


Représentation artistique du monde de lave TOI-561 b et de son étoile hôte. © Nasa, ESA, CSA, Ralf Crawford, STScI

Une exoplanète rocheuse à la composition exotique ?

Dans de telles conditions, les forces de marée gravitationnelle ont forcément conduit l’exoplanète à être en rotation synchrone autour de l’étoile TOI-561. Elle lui présente donc tout le temps la même face, tout comme la Lune le fait pour la Terre et pour les mêmes raisons. On arrive alors aussi à la conclusion que la température de la face diurne permanente de TOI-561 b doit dépasser largement la température de fusion d’une roche typique, ce qui conduit à envisager un océan de magma global.

Jusque là, rien de vraiment nouveau par rapport au cas d’autres exoplanètes connues dans une situation similaire. Les chercheurs ont toutefois découvert que la densité de l’exoplanète est plus faible que ce à quoi on pouvait s’attendre et cela pose donc des contraintes sur sa structure interne.

Les planétologues en ont déduit que la structure la plus probable faisait intervenir un noyau en fer relativement petit, enveloppé d’un manteau composé de roche moins dense que celle de la Terre.

Selon le communiqué de l’IREx, ce ne serait pas très étonnant. L’étoile TOI-561 est deux fois plus vieille que le Soleil, ce qui veut dire que c’est également le cas de l’exoplanète TOI-561 b et qu’elles se sont donc formées dans un nuage moléculaire et poussiéreux dans une Voie lactée moins riche en noyaux lourds comme le fer, le magnésium et l’aluminium que lorsque le Système solaire s’est lui aussi formé par effondrement gravitationnel d’un nuage similaire.

En effet, plus le temps passe, plus les étoiles massives qui finissent par exploser en supernovae ont contribué à faire de la nucléosynthèse de ces éléments qu’elles injectent ensuite dans le milieu interstellaire en explosant, ce qui fait évoluer chimiquement la Voie lactée. TOI-561 b contiendrait donc moins de ces éléments lourds que dans le cas des planètes rocheuses du Système solaire, tout simplement parce que le nuage primitif de TOI-561 était plus pauvre en ces éléments, tout comme la Voie lactée il y a environ 10 milliards d’années.

Toutefois, cela ne suffit pas à expliquer la relativement faible densité de TOI-561 b, sauf à faire intervenir une atmosphère épaisse justement ! Une telle atmosphère donnerait à la planète un rayon apparent bien supérieur à sa taille réelle.

Mais comment tester cette hypothèse ?

Une atmosphère trahie par des transits planétaires secondaires ?

Les astrophysiciens sont malins, ils ont attendu que l’exoplanète fasse des transits secondaires, c’est-à-dire qu’elle passe derrière son soleil, pour en déduire par soustraction et en fonction de la luminosité de la face diurne de l’exoplanète sa température.

Si l’exoplanète possède bien une atmosphère, alors des courants doivent répartir la chaleur acquise à partir du rayonnement stellaire entre les faces diurnes et nocturnes de la planète, de sorte que la température de la face diurne doit être plus basse que prévu dans l’hypothèse où il n’y aurait pas d’atmosphère.

De fait, les planétologues attendaient dans ce dernier cas une température de  2 700 degrés Celsius, mais ils en ont mesuré une de 1 800 degrés Celsius.

Dans le communiqué, Anjali Piette, coauteure de l’étude publiée et en poste à l’Université de Birmingham (Royaume-Uni) commente ce résultat en ces termes : « Nous avons vraiment besoin d’une atmosphère épaisse et riche en éléments volatils pour expliquer toutes les observations. Des vents forts refroidiraient la face diurne en transportant la chaleur vers la face nocturne. Des gaz tels que la vapeur d’eau absorberaient certaines longueurs d’onde de la lumière infrarouge proche émise par la surface avant qu’elles ne traversent complètement l’atmosphère. (La planète semblerait plus froide car le télescope détecterait moins de lumière.) Il est également possible qu’il existe des nuages de silicate brillants qui refroidissent l’atmosphère en réfléchissant la lumière des étoiles ».

Le communiqué se poursuit en signalant une énigme. Le chauffage de l’exoplanète aurait dû conduire son atmosphère à s’évaporer depuis longtemps, pourquoi ce n’est-il pas ce qui s’est passé ?

Selon Tim Lichtenberg, autre coauteur de l’étude, de l’Université de Groningue aux Pays-Bas : « Nous pensons qu’il existe un équilibre entre l’océan de magma et l’atmosphère. Au moment même où les gaz s’échappent de la planète pour alimenter l’atmosphère, l’océan de magma les aspire à nouveau vers l’intérieur. Cette planète doit être beaucoup plus riche en éléments volatils que la Terre pour expliquer les observations. Elle ressemble vraiment à une boule de lave humide ».


Figure représentant le spectre d’émission de l’exoplanète TOI-561 b de l’instrument NIRSpec. Les points blancs indiquent les données d’observation réelles. Les lignes colorées représentent les spectres de différents scénarios atmosphériques : blanc pour une atmosphère inexistante, violet pour une atmosphère mince composée de vapeur rocheuse et orange pour une atmosphère épaisse riche en composés volatils. Ce dernier scénario correspond le mieux aux données d’observation. © Nasa/ESA/CSA/STScI

Le saviez-vous

On voit ci-dessus un spectre d’émission capturé par NIRSpec (spectromètre proche infrarouge) du télescope spatial James Webb (Nasa/ESA/ASC) en mai 2024 qui révèle la luminosité de différentes longueurs d’onde (de 3 à 5 microns) émises par l’exoplanète super-Terre ultra-chaude TOI-561 b. La comparaison de ces données avec des modèles théoriques suggère que la planète n’est pas un simple rocher, mais qu’elle est entourée d’une atmosphère riche en composés volatils.

Les données (cercles blancs) sont basées sur la mesure de la variation de luminosité du système étoile-planète avant, pendant et après l’éclipse secondaire, lorsque la planète passe derrière l’étoile. Bien que TOI-561 b soit trop proche de son étoile pour être observée individuellement, la quantité de lumière émise par la planète peut être calculée en soustrayant la luminosité de l’étoile (mesurée lorsque la planète est derrière l’étoile) de la luminosité combinée de la planète et de l’étoile (mesurée lorsque la planète est à côté de l’étoile). On pense que TOI-561 b est en rotation synchrone, ce qui signifie que la majeure partie de la lumière planétaire mesurée lors de cette observation provient de sa face éclairée.

Trois spectres modèles sont présentés à titre de comparaison. Si TOI-561 b possède une surface rocheuse nue et sombre, sans atmosphère (ligne grise continue), ou une fine atmosphère de vapeur d’eau (ligne violette en zigzag), la face éclairée de la planète devrait apparaître beaucoup plus brillante qu’elle ne l’est réellement. Or, les données sont bien plus cohérentes avec une atmosphère riche en composés volatils comme l’eau, l’oxygène et le dioxyde de carbone (le modèle présenté ici suppose une atmosphère composée à 100 % de vapeur d’eau).

Une atmosphère épaisse et riche en composés volatils absorbe une partie du rayonnement infrarouge proche émis par la surface, ce qui réduit la quantité atteignant le télescope. La planète apparaît donc plus sombre que si elle était dépourvue d’atmosphère ou qu’elle possédait une très fine couche de roche vaporisée. Une atmosphère épaisse contribue également à la répartition de la chaleur autour de la planète par le biais des vents, refroidissant la face éclairée et réchauffant la face nocturne.

Webb a observé le système TOI-561 en continu pendant plus de 37 heures, capturant près de quatre orbites complètes, dont quatre éclipses secondaires consécutives.

© Nasa, ESA, CSA, Ralf Crawford (STScI), Science : J. Teske (Carnegie Science Earth and Planets Laboratory), A. Piette (University of Birmingham), T. Lichtenberg (Groningen), N. Wallack (Carnegie Science Earth and Planets Laboratory)