Je me demandais .. y a-t-il une exoplanète habitable autour de Tau Ceti?

Version TLDR: probablement pas, et les prétentions pour l'habitabilité des planètes dans ce système sont sur un terrain instable.

La version longue suit.

Planètes

Ainsi, selon Feng et al. (2017) , il y a quatre planètes candidates autour de Tau Ceti:

• Tau Ceti g, masse minimale $1.75^{+0.25}_{-0.40}\ M_\oplus$, demi-grand axe $0.133^{+0.001}_{-0.002}\ \mathrm{AU}$
• Tau Ceti h, masse minimale $1.83^{+0.68}_{-0.26}\ M_\oplus$, demi-grand axe $0.243^{+0.003}_{-0.003}\ \mathrm{AU}$
• Tau Ceti e, masse minimale $3.93^{+0.83}_{-0.64}\ M_\oplus$, demi-grand axe $0.538^{+0.006}_{-0.006}\ \mathrm{AU}$
• Tau Ceti f, masse minimale $3.93^{+1.05}_{-1.37}\ M_\oplus$, demi-grand axe $1.334^{+0.017}_{-0.044}\ \mathrm{AU}$

Notez que les désignations Tau Ceti b, c et d se réfèrent à des candidats planètes qui ne sont plus supposés exister. Les barres d'erreur se réfèrent aux centiles de 1% et 99%.$M_\oplus$ est la masse de la Terre.

Le Feng et al. (2017), le papier note également que le système est emballé dynamiquement, ce qui n'augure rien de bon pour les perspectives de planètes supplémentaires entre les planètes candidates connues (notez que leur figure 17 montre les régions où les planètes interféreraient entre elles , pas les régions de stabilité pour une planète supplémentaire).

La zone habitable

La conclusion de l'article donne la luminosité de Tau Ceti comme 0,52 fois solaire et la température effective comme 5344 K. En utilisant ces valeurs, les limites de la zone habitable peuvent être calculées à partir de Kopparapu et al. (2013) , qui suppose que les conditions d'habitabilité sont maintenues par le cycle carbonate-silicate avec le dioxyde de carbone comme principal gaz à effet de serre (non condensable).

Frontières intérieures

• Vénus récente: 0.551 AU
• Serre d'emballement: 0,723 UA
• Serre humide: 0,729 UA

La limite de serre humide est la limite intérieure la plus conservatrice, elle se produit là où suffisamment de vapeur d'eau pénètre dans la haute atmosphère où la perte d'eau commence à se produire à partir de la planète. Dans notre système solaire, la Terre est située près de cette limite dans la partie intérieure de la zone habitable la plus conservatrice.

La limite d'emballement à effet de serre se produit lorsque la rétroaction positive de la vapeur d'eau dépasse la rétroaction négative stabilisatrice du cycle silicate-carbonate, entraînant une évaporation supplémentaire des océans et des températures plus élevées. On pense que cela s'est produit sur Vénus, laissant la planète dans l'état où elle se trouve aujourd'hui.

La récente limite de Vénus est basée sur la possibilité que Vénus ait conservé des océans pendant plusieurs milliards d'années. Cela n'est pas connu avec certitude car notre connaissance de l'évolution de Vénus est plutôt incomplète et les conditions à la surface de la planète ne sont pas favorables pour conduire des rovers autour de l'enquête sur la géologie.

De là, nous voyons que Tau Ceti e est situé près de la limite récente de Vénus et est plus proche de l'étoile que la limite de serre en fuite. Cela suggère que tous les océans qui auraient pu exister auraient probablement disparu, laissant la planète dans un état semblable à Vénus.

Les planètes g et h sont trop proches de l'étoile.

Limites extérieures

• Serre maximale: 1,279 AU
• Début mars: 1,330 AU

La limite maximale de serre est la distance la plus éloignée de l'étoile qu'une atmosphère de dioxyde de carbone sans nuage peut supporter des conditions compatibles avec l'eau liquide. Au-delà de cela, l'augmentation de la diffusion conduit à une réflectivité accrue de la planète et le CO ₂ commencerait à se condenser, le retirant de l'atmosphère et conduisant à un refroidissement incontrôlé. Il s'agit de la limite de la zone habitable extérieure la plus conservatrice. Notez qu'à ce stade, la planète aurait besoin de plusieurs barres de CO _2, ce qui la rendrait toxique pour l'homme.

La première limite de Mars est basée sur l'observation que Mars a réussi à maintenir les eaux de surface (par exemple diverses rivières et un possible océan nordique) dans le premier système solaire lorsque le Soleil était beaucoup plus faible qu'aujourd'hui. Tau Ceti f est situé juste à cette limite.

Extension à la zone habitable

Aucune des planètes ne tombe dans la zone habitable la plus conservatrice, et Tau Ceti e et f sont aux limites des estimations les plus optimistes pour les limites de la zone habitable. Il existe néanmoins des possibilités d'extension de la zone habitable.

À la limite intérieure, un effet de serre incontrôlable pourrait être évité sur les planètes sèches, où il n'y a tout simplement pas assez d'eau pour s'évaporer pour générer la rétroaction positive, voir Zsom et al. (2013) . Il n'est pas clair pour moi qu'une telle planète peut être décrite comme habitable, car ces planètes peuvent ne pas avoir les systèmes hydrothermaux qui pourraient servir de sites d'abiogenèse. Leur évolution géologique serait probablement très différente de celle de la Terre sans eau pour lubrifier la tectonique des plaques.

Une autre possibilité est sur les planètes à rotation lente, où des couches de nuages ​​substantielles peuvent s'accumuler du côté jour de la planète et augmenter la réflectivité, comme l'ont noté Yang et al. (2014) . En revanche, Scholz et al. (2018) ont noté qu'il semble y avoir une relation universelle masse-spin qui s'étend des planètes aux naines brunes. Cela prédit que les super-Terres tourneraient probablement trop vite pour que ce mécanisme fonctionne, à moins qu'elles n'aient été projetées par des marées stellaires ou une grande lune.

À la limite extérieure, l'ajout de gaz à effet de serre supplémentaires tels que le méthane peut contribuer à étendre la zone habitable extérieure, voir par exemple Ramirez et Kaltenegger (2018) . Cela a été suggéré comme mécanisme pour autoriser les eaux de surface sur Mars, ce qui suggérerait que la limite "Early Mars" est un point de données observé dans la zone habitable de méthane. Une autre possibilité est qu'une atmosphère d'hydrogène dense puisse maintenir l'eau liquide, par exemple Pierrehumbert et Gaidos (2011) bien que la pression d'une telle atmosphère puisse bien avoir des implications pour la géologie de la planète et donc le potentiel d'abiogenèse.

Les planètes dont les climats sont stabilisés par autre chose que le cycle carbonate-silicate, ou qui ont des compositions atmosphériques sensiblement différentes auraient des limites de zones habitables différentes (si les océans souterrains sur des mondes glacés sont habitables, il peut y avoir des perspectives intéressantes pour les planètes naines dans la ceinture de débris extérieure ), mais cela devient déjà assez spéculatif, en plus il y a une autre objection possible à l'habitabilité de ces planètes ...

Masses planétaires

Une limitation de la méthode de vitesse radiale est que seules les masses minimales peuvent être dérivées. Avec Tau Ceti, nous avons un moyen possible d'estimer les vraies masses: l'étoile est entourée d'un disque de débris (cela fournirait probablement une source d'impacteurs sur les planètes, la gravité de la situation dépend de la quantité de matière perturbée dans le système intérieur). En utilisant les observations de Herschel, Lawler et al. (2014) donnent une inclinaison de 35 ± 10 degrés. En supposant que les planètes se trouvent dans le même plan que le disque, les vraies masses seraient donc environ 1,74 fois supérieures aux masses minimales.

Dans cette hypothèse, les vraies masses des planètes e et f ressortent toutes les deux à environ 6,85 masses terrestres. En prenant la limite inférieure de 99% sur les barres d'erreur de masse minimale et une inclinaison orbitale de 45 ° comme estimation basse, ce serait 4,65 masses terrestres pour e et 3,62 masses terrestres pour f.

La nature des planètes

Selon Rogers (2014) , la transition entre les planètes rocheuses et celles de type Neptune se situe quelque part dans la région de 1,4 à 1,6 rayons terrestres. En utilisant la relation masse-rayon de Zeng et al. (2016) et leur fraction de masse centrale de 0,26 pour les planètes terrestres typiques, ces limites de rayon correspondent à des planètes terrestres d'environ 3,3 à 5,4 masses terrestres.

Cela suggère que Tau Ceti e et f sont assez probablement des sous-Neptunes plutôt que des planètes rocheuses, bien que les mises en garde soient que dans le cas optimiste, elles peuvent avoir des masses en dessous de la transition rocheuse / Neptune, et qu'il semble y avoir quelques cas de planètes rocheuses au-dessus de la transition (la plupart d'entre eux sont probablement des noyaux évaporés de planètes de type Neptune, ce qui ne s'appliquerait pas aux Tau Ceti e et f car ils ont des niveaux d'irradiation stellaire beaucoup plus faibles).

Conclusion

Compte tenu de l'état actuel des connaissances, Tau Ceti ne semble pas être une bonne perspective pour les planètes habitables. Tau Ceti e et f sont plutôt marginaux en termes de leur emplacement dans la zone habitable, et leurs masses sont suffisamment élevées pour qu'il y ait de bonnes chances qu'ils soient des sous-Neptunes plutôt que des planètes rocheuses. L'emballage dynamique du système fait qu'il est peu probable qu'il puisse y avoir une planète tempérée plus petite dans la zone habitable entre les planètes connues.