Désert des Neptune chauds

Distribution de la masse planétaire par rapport à leur période orbitale. Les planètes découvertes par la méthode des transits sont en bleu, celles découvertes par la méthode de la vitesse radiale sont en vert. La ligne noire représente le désert des Neptune chauds comme définie par Mazeh et al.

Le désert des Neptune chauds, ou désert d'évaporation, est la région chaude, proche d'une étoile, pauvre en planètes de taille intermédiaire (entre les super-Terres et les géantes du type de Jupiter). Peu de planètes sont connues dans cette région en comparaison des Jupiter chauds et des planètes chaudes plus petites. Deux explications ont été avancées pour expliquer cette rareté :

  • soit les planètes de la taille de Neptune auraient, pour une raison qu'il resterait à déterminer, plus de difficultés à migrer près de leur étoile ;
  • soit ces objets migreraient bien près de leur étoile, mais verraient ensuite leur atmosphère soufflée par leur étoile, ce qui conduirait à former des mini-Neptune ou des super-Terres.

Le très important échappement d'hydrogène de l'atmosphère du Neptune tiède GJ 3470 b a été détecté en 2018 : environ 10 000 tonnes par seconde, ce qui correspond à la perte de 4 à 35 % de la masse de la planète depuis sa formation il y a environ deux milliards d'années[1]. Comme GJ 3470 b se situe près de la limite des Neptune chauds, cette détection va dans le sens de la deuxième hypothèse ci-dessus. Les planètes de ce type, qui finiraient par perdre complètement leur atmosphère, deviendraient ce qu'on appelle des planètes chthoniennes.

Définition

Dans la littérature scientifique, le désert des Neptune chauds est défini comme la région proche d'une étoile (périodes orbitales inférieures à 3,2 jours) où très peu d’exoplanètes de la taille de Neptune sont présentes[2],[3],[4].

Diagrammes de points des rayons mesurés des exoplanètes par rapport aux périodes orbitales (à gauche) et des densités des exoplanètes mesurées par rapport aux périodes orbitales (à droite). Le graphique de gauche met en évidence le désert, la ligne de crête et la savane des Neptune, le code couleur représentant la densité observée des planètes. Le graphique de droite montre la répartition des exoplanètes entre 4,5 et 8,5 R⊕, selon leur période orbitale (abscisse) et leur densité (ordonnée). Données de septembre 2025[5].

Pour la définition de la taille des exoplanètes de type neptunien, les études ont retenu soit une plage de masses comprise entre 10 et 100 fois la masse de la Terre (M⊕)[6], soit une plage de rayons comprise entre 4 et 10 rayons terrestres (R⊕)[2],[3],[4]. La limite de période orbitale de 3,2 jours pour le bord extérieur du désert des Neptune chauds est basée sur une analyse statistique de 2024 des masses mesurées et des périodes orbitales des exoplanètes connues[2]. Au-delà du bord du désert neptunien se trouve la « ligne de crête neptunienne » (en anglais, Neptunian ridge), où une surdensité de planètes aux périodes orbitales comprises entre 3,2 et 5,7 jours sépare le désert de la « savane des Neptune » (en anglais, Neptunian savanna), une région modérément peuplée à des distances orbitales plus importantes[2].

Propriétés physiques

Le désert des Neptune chauds n'est plus vide. Une poignée de planètes, proches de leur étoile, dont les masses se situent entre celles de Neptune et de Saturne, ont maintenant été découvertes[6].

Deux études indépendantes de 2025 ont montré que les exoplanètes qui habitent le désert des Neptune chauds se trouvent préférentiellement autour d'étoiles riches en métaux, contrairement aux Neptune chauds plus lointains[6],[3]. Les étoiles hébergeant des planètes du désert des Neptune chauds partagent des métallicités similaires à celles qui hébergent des géantes gazeuses, et ont des métallicités nettement plus élevées que celles qui hébergent des planètes plus petites (<10 M⊕)[6].

Il a été constaté que la majorité des exoplanètes trouvées dans le désert des Neptune chauds sont relativement denses (>1 g/cm3) pour leurs masses élevées (10–50 M⊕) [4]. On pense que ces planètes à haute densité sont principalement solides avec de fines atmosphères d'hydrogène et d'hélium, contrairement aux géantes gazeuses[6]. Le matériau solide que l'on pense constituer ces planètes denses comprend la roche, le métal et la glace[3].

Un recensement de 2025 des masses et densités mesurées des planètes connues dans le désert des Neptune chauds a révélé que les planètes dont les périodes orbitales sont inférieures à 3,5 jours (températures d'équilibre à la surface supérieures à 1 300 K) ont des densités nettement plus élevées, vraisemblablement en raison de quantités de gaz plus faibles par rapport à leur noyau solide (une fraction de masse d'enveloppe plus faible)[3].

En particulier, les planètes orbitant en moins de 3,5 jours ont des fractions de masse de l'enveloppe atmosphérique estimées proches de zéro (ce qui implique une composition principalement solide), tandis que les planètes orbitant au-delà de 3,5 jours ont des fractions de masse de l'enveloppe estimées autour de 20 % à 40 %[3].

La répartition de la fraction de masse de l'enveloppe coïncide presque avec le seuil de 3,2 jours pour le bord du désert des Neptune chauds[2], ce qui suggère que le désert neptunien provient de phénomènes physiques tels que la migration planétaire et l’évaporation subséquente due à la chaleur intense de l'étoile[3].

Origine

Les métallicités des étoiles hôtes des planètes Neptune chauds et celles des étoiles hôtes de Jupiter chauds sont statistiquement indiscernables (p = 0,55). Il est plausible que les planètes Neptune chauds soient les intérieurs exposés d’anciennes planètes géantes gazeuses[6]. Les planètes Neptune chauds étaient à l'origine des géantes gazeuses de la taille de Jupiter qui se sont formées loin de leur étoile hôte. Après la dissipation du disque protoplanétaire de l'étoile, l'orbite de la planète devient très excentrique et inclinée en raison des interactions avec les planètes géantes voisines. Cette orbite très excentrique et inclinée rapproche la planète de son étoile hôte, où elle commence à se réchauffer (théorie “Top down”)[6],[7]. D'autres théories sont également avancées, comme celle où les Neptune chauds naissent par accrétion, et sont le résultat de collisions multiples entre protoplanètes (théorie “Bottom up”)[6],[7].

Atmosphères

En 2025, une seule exoplanète du désert des Neptune chauds possède une composition atmosphérique déterminée. Cette exoplanète, LTT 9779 b (masse de 29,32+0,78
-0,81 M⊕, rayon 4,72 ± 0,23 R⊕, période orbitale de 0,792 jours), a été étudiée par le télescope spatial James Webb (JWST) avec l’instrument NIRISS/SOSS et par le télescope spatial Hubble (HST) via des observations d'éclipses par l'étoile hôte[8],[9].

Notes et références

  1. ↑ (en) V. Bourrier, A. Lecavelier des Etangs, D. Ehrenreich, J. Sanz-Forcada, R. Allart et al., « Hubble PanCET: an extended upper atmosphere of neutral hydrogen around the warm Neptune GJ 3470b », Astronomy and Astrophysics, vol. 620,‎ , p. 1-14, article no A147 (DOI 10.1051/0004-6361/201833675).
  2. (en) A. Castro-González, V. Bourrier et al., « Mapping the exo-Neptunian landscape - A ridge between the desert and savanna », Astronomy & Astrophysics (A&A), vol. 689,‎ (lire en ligne Accès libre)
  3. (en) Lauren Doyle, David J. Armstrong, Lorena Acuna, Ares Osborn, Sergio A. G. Sousa, Amadeo Castro-González, Vincent Bourrier et al., « Exploring the Neptunian desert: insights from a homogeneous planetary sample », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 539, no 4,‎ (lire en ligne Accès libre)
  4. (en) Tim Hallatt et Sarah Millholland, « Shedding Light on Desert Dwellers », The Astrophysical Journal, vol. 997,‎ (lire en ligne Accès libre)
  5. ↑ (en) Ilaria Carleo, Amadeo Castro-González, Enric Pallé, Felipe Murgas, Grzegorz Nowak, Gaia Lacedelli, Thomas Masseron, Emily W. Wong, Patrick Eggenberger, Vincent Bourrier et al., « TOI-3862 b: A dense super-Neptune deep in the hot Neptune desert », Astronomy & Astrophysics (A&A), vol. 707,‎ (lire en ligne Accès libre)
  6. (en) Shreyas Vissapragada et Aida Behmard, « The Hottest Neptunes Orbit Metal-rich Stars », The Astronomical Journal, vol. 169,‎ (lire en ligne Accès libre)
  7. (en) L. Naponiello, L. Mancini, A. Sozzetti, S. Bonomo, Morbidelli, J. Dou, L. Zeng, Z. M. Leinhardt, K. Biazzo, P. Cubillos, M. Pinamonti, D. Locci, A. Maggio, M. Damasso, A. F. Lanza, J. J. Lissauer, et al., « An ultra-dense Neptune-sized planet in the hot-Neptune desert », Nature et arXiv, vol. 622,‎ (DOI 10.1038/s41586-020-2421, lire en ligne Accès libre)
  8. ↑ (en) Louis-Philippe Coulombe, Michael Radica, Björn Benneke, Elyse D’Aoust, Lisa Dang, Nicolas B. Cowan, Vivien Parmentier, Loïc Albert, David Lafrenière, Jake Taylor, Pierre-Alexis Roy, Stefan Pelletier et al., « Highly reflective white clouds on the western dayside of an exo-Neptune », Nature Astronomy et arXiv, vol. 9,‎ 25 février 2025 et 23 janvier 2025 (DOI 10.1038/s41550-025-02488-9, lire en ligne Accès libre)
  9. ↑ (en) Michael Radica, Jake Taylor, Hannah R Wakeford, David Lafrenière, Romain Allart, Nicolas B Cowan, James S Jenkins et Vivien Parmentier, « Constraining the scattered light properties of LTT 9779 b using HST /WFC3 UVIS », Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 538, no 3,‎ (lire en ligne Accès libre)

Voir aussi

Articles connexes

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