Uneplanète tellurique (dulatintellus, « la terre, lesol »), en opposition auxplanètes géantes, est uneplanète composée essentiellement de roches et de métal qui possède en général trois enveloppes concentriques (noyau,manteau etcroûte). Sa surface est solide et composée principalement de matériaux non volatils, généralement des rochessilicatées et du fer métallique. Sadensité est relativement élevée, comprise entre 4 et 5,7.
Dans leSystème solaire, les planètes telluriques sont les quatreplanètes internes, situées entre leSoleil et laceinture d'astéroïdes :Mercure,Vénus, laTerre etMars. Les planètes telluriques sont beaucoup plus petites que les planètes gazeuses mais ont une densité beaucoup plus élevée car elles sont composées principalement defer et desilicates. Sans être des planètes, laLune,Japet ainsi queIo ont une structure similaire et peuvent aussi être qualifiés de corps telluriques.
On recherche activement desplanètes telluriques parmi d'autressystèmes planétaires, mais leur détection est rendue difficile par leur faible masse, bien plus petite que celle desgéantes gazeuses ou desétoiles. Plusieurs ont cependant été découvertes, telles queGliese 581 c en avril 2007,Kepler-186 f en avril 2014,Kepler-452 b en juillet 2015 et trois planètes de dimensions terrestres pouvant abriter de l'eau liquide autour de l'étoileTRAPPIST-1 fin 2015.
Structure interne des planètes telluriques et de laLune.
Les planètes telluriques ont à peu près toutes la même structure : unnoyau central métallique (souvent dufer) entouré d'unmanteau silicaté[1]. LaLune est semblable mais possède un noyau de fer beaucoup plus petit. Les planètes telluriques ont descanyons, descratères, desmontagnes et desvolcans. Elles possèdent des atmosphères secondaires[2] (atmosphères générées via le volcanisme interne ou les impacts de comètes[3]) et un sol solide, contrairement aux géantes gazeuses qui, elles, possèdent une atmosphère primaire (atmosphères directement captées à partir de lanébuleuse originelle solaire[4]) et un sol liquide ou gazeux.
Théoriquement, il existe deux types de planètes telluriques ou rocheuses : l'une dominée par des composés desilicium (planètes silicatées) et l'autre dominée par des composés decarbone (planètes carbonées ou « planètes de diamant »), comme leschondrites carbonées[5]. Les quatre planètes telluriques du système solaire sont toutes du premier type. Comme le suggèrentMarc Kuchner et ses collègues, les planètes de carbone peuvent se former dans undisque protoplanétaire riche en carbone ou pauvre enoxygène[5]. Autour d'un noyau de fer, il se formerait un manteau decarbures et éventuellement degraphite, dans lequel, si les conditions de pression le permettent, peut se former une couche riche endiamants[6]. La planète peut être entourée d'une atmosphère secondaire riche en composés de carbone[7].
Masse relatives des planètes telluriques du Système solaire, Lune incluse.
Lors de la formation du Système solaire le nombre de planètes (planétésimaux) était beaucoup plus important. Celles-ci ont progressivement disparu, soit au contact des quatre planètes telluriques restantes (fusion, destruction), soit par expulsion du Système solaire via l'effet de fronde gravitationnelle.
Les planètes telluriques se situent dans la partie interne du Système solaire. Ce n'est pas une coïncidence, car comme elles sont proches du Soleil, leur température tend à être plus élevée et les composants les plus légers de leur atmosphère primaire (hydrogène et hélium) se sont échappés dans l'espace pour atteindre lavitesse de libération de leur planète. Leur position détermine aussi leurs températures de surface qui sont relativement élevées et leurspériodes de révolution qui sont plus brèves que celles des géantes gazeuses du Système solaire externe, alors que leurspériodes de rotation sont plus longues[12].
Ces planètes ont également un autre point commun : l'absence ou le faible nombre desatellites naturels et leur petite taille (moins de 15 000 km de diamètre)[12].
LaLune,Io etEurope sont principalement composés de roches et sont considérés comme des corps telluriques, mais ils ne tournent pas directement autour du Soleil. Le rayonnement émis parJupiter pendant sa formation a dû réchauffer une grande partie desanneaux de Jupiter conduisant à une composition rocheuse pour les deux satellites, bien qu'ils soient situés au-delà de laligne des glaces (frost line) du Système solaire.
Selon certains astronomes,Cérès est un corps tellurique important, bien qu'il n'ait pas faitle vide autour de lui, il doit être considéré comme une planète[13]. D'autres astronomes, en revanche, principalement en raison de sa densité, pensent qu'il a plus de points communs avec les satellites des géantes gazeuses[14],[15],[16]. La sonde de lamission Dawn de laNASA, qui a atteint Cérès en février 2015 et y est restée en orbite jusqu'en octobre 2018, a recueilli des données qui devraient permettre de faire la lumière sur sa catégorie.
La plupart desastéroïdes ont une composition semblable à celle des planètes rocheuses, mais ils n'ont pas de forme sphérique et n'ont pas subi le processus dedifférenciation interne, ils ne sont donc pas considérés comme des corps telluriques.
La densité non-compressée d'une planète tellurique est la densité moyenne que ses matériaux auraient àpression nulle. Une haute valeur de densité non-compressée indique une teneur plus élevée en métal. La densité non-compressée est plus utilisée que la densité moyenne réelle car le noyau des planètes tend à l'augmenter (la densité moyenne d'une planète dépend aussi bien de sa taille que de sa composition).
Les densités non-compressées des planètes telluriques solaires, des trois plus grosastéroïdes et de deux satellites des géantes gazeuses sont présentées ci-dessous. Les densités ont généralement tendances à baisser lorsque la distance auSoleil augmente.
Des hypothèses existent pour expliquer cette teneur élevée en fer. La théorie la plus largement acceptée est que Mercure avait un rapport métal/silicate semblable à ceux deschondrites et avait une masse d'environ 2,25 fois sa masse actuelle. Mais au début de l'histoire du Système solaire, Mercure pourrait avoir été percutée par unplanétésimal d'environ 1/6 de la masse de Mercure et un diamètre de plusieurs centaines de kilomètres. L'impact aurait arraché une grande partie de la croûte primitive et du manteau, laissant le noyau intact.
Une troisième hypothèse propose que la nébuleuse solaire a causé unetraînée sur les particules lors de l'accrétion de Mercure, ce qui signifie que les matériaux les plus légers se sont séparés des matériaux d'accrétion.
Chaque hypothèse prévoit une composition de surface différente, et les deux missions spatiales,MESSENGER etBepiColombo, doivent faire des observations pour les vérifier.
Vénus posséderait un manteau rocheux représentant environ 52,5 % du rayon de la planète, composé essentiellement de silicates et d'oxydes de métaux.
Le noyau de Vénus serait constitué de deux parties : un noyau externe constitué de fer et denickel liquides qui représenterait environ 30 % du rayon de la planète ; un noyau interne composé de fer et de nickel solides qui représenterait environ 17 % du rayon de Vénus. Mais cette précision est spéculative, car contrairement à la Terre, il n'y a pas eu de mesures sismiques. Il n'est pas impossible que le noyau de Vénus soit entièrement liquide[b].
un manteau supérieur, qui est moins visqueux (plus « ductile ») que le manteau inférieur car les contraintes physiques qui y règnent le rendent en partie liquide. Il est formé essentiellement de roches telles que lapéridotite (ses minéraux sont :olivine,pyroxène,grenat) ;
un manteau inférieur aux propriétés d’un solide élastique. Le manteau n’est pas liquide comme on pourrait le croire en regardant les coulées de lave de certaines éruptions volcaniques mais il est moins « rigide » que les autres couches. Le manteau représente 84 % du volume terrestre ;
Lapleine lune vue depuis l'hémisphère nord.Schéma de la structure interne de la Lune.
On considère aujourd’hui que la Lune est un corps différencié : sa structure en profondeur n’est pas homogène mais résulte d’un processus de refroidissement, de cristallisation du magma originel, et de migration du magma évolué. Cette différenciation a résulté en une croûte (en surface) et un noyau (en profondeur), entre lesquels se trouve le manteau.
Selon les données disponibles à ce jour, le manteau est vraisemblablement homogène sur toute la Lune. Cependant, certaines hypothèses proposent que la face cachée comporterait un manteau légèrement différent de celui de la face visible, ce qui pourrait être à l’origine de la différence de croûte entre les deux hémisphères. L'analyse des basaltes desmers indique que le manteau est composé principalement de minéraux tels que l'olivine, l'orthopyroxène et leclinopyroxène et que le manteau de la Lune est plus riche en fer que celui de la Terre.
En l'absence de donnéessismiques exploitables, la structure interne de la planète demeure difficile à préciser. L'exploitation des informations recueillies par les diverses sondes qui ont exploré la planète a néanmoins permis de déterminer que celle-ci serait constituée d'un manteau solide de silicates riches en fer et d'un noyau liquide ou au moins encore essentiellement liquide. Une communication a fait état de calculs fondés sur des modèles géochimiques de la planète selon lesquels le noyau contiendrait de 5 à 13,5 % desoufre et le manteau contiendrait de 11 à 15,5 % de fer.
La première exoplanète tellurique détectée estGliese 581 c en avril 2007 (une autre semblait avoir été découverte,OGLE-2005-BLG-390L b, le 26 janvier 2006). La seconde est Kepler-186 le 17 avril 2014, de taille terrestre et dans la zone habitable de son étoile. Le, laNASA annonce la découverte d’une planète tellurique en orbite autour d’une étoile de type solaire,Kepler-452 b, dont l'existence a été confirmée par des mesures au sol ; l'annonce inclut aussi onze autres candidats planètes de moins de deux rayons terrestres orbitant également dans la zone habitable de leur étoile. Fin 2015, trois planètes de dimensions terrestres pouvant abriter de l'eau liquide sont détectées autour de l'étoileTRAPPIST-1 ; leur proximité (environ 40a.l. et le type de l'étoile devraient permettre d'étudier bientôt l'atmosphère de ces planètes par spectroscopie[22].
La majorité des planètes trouvées à l'extérieur de notreSystème solaire sont desgéantes gazeuses car elles produisent uneoscillation plus importante sur leur étoile hôte et sont donc plus facilement repérables. Toutefois, un certain nombre de planètes extra-solaires sont suspectées d'être telluriques.
Dans le début des années 1990, les premières exoplanètes ont été découvertes en orbite autour dupulsarPSR B1257+12 avec des masses de 0,02, 4,3 et 3,9 fois celle de la Terre. Elles ont été découvertes par hasard : leur transit a causé des interruptions dans les émissions radio du pulsar (si elles n'avaient pas été en orbite autour d'un pulsar, elles n'auraient pas été découvertes).
Lorsque51 Pegasi b, la première et seule exoplanète trouvée jusque-là autour d'une étoile encore enfusion, a été découverte, de nombreux astronomes ont supposé que ça devait être une géante tellurique comme il est supposé qu'une géante gazeuse ne pourrait pas exister aussi près de son étoile (0,052 UA) comme le fait 51 Pegasi b. Cependant, à la suite de mesures de diamètre sur une exoplanète similaire (HD 209458 b), il a été montré que ces planètes étaient en fait des géantes gazeuses.
En juin 2005, la première planète autour d'une étoile en fusion et qui peut être tellurique a été trouvée en orbite autour de lanaine rougeGliese 876, à 15 années-lumière. Cette planète a une masse de 7 à 9 fois celle de la Terre et a une période de deux jours terrestre. Mais le rayon et la composition deGliese 876 d sont encore inconnus.
En avril 2007, une équipe de 11 scientifiques européens a annoncé la découverte d'une exoplanète potentiellement habitable, avec des températures semblables à celles de la Terre. La planète a été découverte par le télescope de l'Observatoire européen austral basé àLa Silla, au Chili, qui est un instrument spécial qui dédouble la lumière pour trouver des oscillements de différentes longueurs d'onde. Ces oscillements peuvent révéler l'existence d'autres planètes. Les scientifiques ont révélé des planètes en orbite autour de la naine rougeGliese 581.Gliese 581 c a été considéré comme habitable au début, mais une étude plus récente (avril 2009)[23] laisse supposer queGliese 581 d est un meilleur candidat. Malgré tout, cela a engendré un intérêt plus important pour la recherche de planète orbitant autour d'étoile de plus faible magnitude. Environ 80 % des étoiles proches de la Terre sont des naines rouges. Les planètes Gliese 581 c et Gliese 581 d sont environ 5 à 7 fois plus lourdes que la Terre et sont donc classées dans la catégorie desSuper-Terres.
Gliese 581 e a une masse d'environ 1,9 fois celle de la Terre[23], mais il pourrait y avoir de l'ordre de 2 fois plus d'échauffement dû aux forces de marées que pour le satellite volcanique de Jupiter :Io[24]. Une planète tellurique idéale serait de 2 fois la masse de la Terre et une période orbitale de 25 jours autour d'une naine rouge[25].
La découverte deGliese 581 g a été annoncée en septembre 2010 et on suppose qu'elle est la première planète jamais trouvée dans lazone habitable, la planète la plus semblable à la Terre et l'exoplanète candidate la mieux placée pour abriter une potentielle forme de vie à ce jour.
Lamission Kepler cherche à découvrir des planètes comme la Terre en orbite autour d'autres étoiles en observant leurstransits devant l'étoile. La sonde Kepler a été lancée le 6 mars 2009. La durée de la mission devra durer 3 ans ½ afin de détecter et confirmer la présence d'une planète comme la Terre avec une distance orbitale semblable à celle de la Terre. Comme il y a des intervalles de 1 an pour qu'une planète comme la Terre fasse son transit (passe devant son étoile), il faudra environ 4 transits pour une vérification fiable.
Dimitar Sasselov, un collaborateur de la mission Kepler, a récemment mentionné lors de la conférence TED de 2010 qu'il y a eu des centaines de planètes telluriques potentielles depuis que Kepler a été lancé. Si ces planètes sont confirmées par des enquêtes plus approfondies, cela constituera la plus grosse découverte d'exoplanètes à ce jour. Les équipes scientifiques de la mission Kepler sont, pour l'instant, tenues de garder secrets les premiers résultats de toutes les exoplanètes potentiellement telluriques jusqu'à ce qu'elles puissent confirmer les résultats. La première annonce publique de tout résultat est attendue au début de 2011[26],[27].
Défini tel que : « rayon de la planète (RP) est inférieur ou égal à 2 fois celui de la Terre (R🜨) » (ou, RP ≤ 2.0 R🜨)[28]. Six de ces candidates [nommées:KOI 326.01 (RP=0.85), KOI 701.03 (RP=1.73), KOI 268.01 (RP=1.75), KOI 1026.01 (RP=1.77), KOI 854.01 (RP=1.91), KOI 70.03 (RP=1.96)][28] sont dans lazone habitable[28]. Une étude plus récente a révélé que l'une de ces candidates (KOI 326.01) est en fait beaucoup plus grande et plus chaude qu'il ne l'a été dit dans le premier rapport[30].
À une masse de 3,3 - 5,7 M🜨. La moins massive, Gliese 581 e, est donc probablement plus petite que Kepler-10b, à moins qu'elle ait une densité beaucoup plus faible.
Plusieurs classifications possibles pour les planètes telluriques ont été proposées[31] :
Planète de silicates : Le type standard de la planète tellurique vu dans le Système solaire, faite principalement d'unmanteau rocheux à base desilicium avec un noyau métallique (fer).
Planète métallique : Un type théorique de planète tellurique qui se compose presque entièrement de fer et a donc une densité plus élevée et un rayon plus petit que les autres planètes telluriques de masse comparable.Mercure a un noyau métallique égale à 60-70 % de sa masse planétaire. On estime que les planètes métalliques sont formées dans les régions de très hautes températures (donc près de l'étoile), comme Mercure et si ledisque protoplanétaire est riche en fer.
Planète sans noyau : Un type théorique de planète tellurique qui se compose de roches silicatées, mais n'a pas de noyau métallique, c'est-à-dire le contraire d'une planète métallique. Notre Système solaire ne contient pas ce type de planète, mais leschondrites et météorites sont de ce genre. On estime que les planètes sans noyau se forment loin de l'étoile, là où les matériaux volatils oxydants sont courants.
Planète de carbone ouplanète de diamant : Un type théorique de planète tellurique composée principalement de minéraux à base de carbone. Le Système solaire ne contient pas ce type de planète, mais il existe desastéroïdes carbonés (astéroïde de type C).
Planète océan : Un type théorique de planète tellurique intégralement recouverte d'un océan d'eau d'une profondeur d'une centaine de kilomètres. Aucune planète océan n'est confirmée, maisGliese 1214 b pourrait en être une.
Super-Terre : Les Super-Terre représentent les plus grosses planètes telluriques.
Les matériaux les plus lourds (nickel,fer) convergent vers le centre de la planète pour former sonnoyau. Sous la pression, le centre du noyau peut devenir solide, mais la chaleur accumulée peut laisser une partie de celui-ci fluide. D'autres matériaux, dedensité légèrement plus faible, se trouvent pris entre le noyau et la surface, constituant unmanteau dont la fluidité est fonction de la température résiduelle de la planète. La surface constitue unecroûte de matériaux de densité moindre. Les matériaux les moins denses (eau,gaz) sont expulsés vers la surface et peuvent constituer uneatmosphère si lagravité de la planète permet de les retenir malgré leur légèreté et la tendance qu'a levent solaire à les emporter.
↑(en)https://arxiv.org/abs/1006.2799 Caractéristiques des planètes Kepler basées sur les premières données : la majorité ont la taille de Neptune ou sont plus petites, William J. Borucki, de l'équipe Kepler
