Ces mondes appartiennent à la grande famille des planètes neptuniennes. Il faut toutefois éviter une confusion fréquente : une « Neptune froide » n'est pas nécessairement une copie de Neptune et le qualificatif froide ne définit pas à lui seul une composition particulière.
Les découvertes réalisées depuis les années 2010 ont considérablement modifié notre vision de ces planètes. Les observations par microlentille gravitationnelle suggèrent notamment que les mondes de masse neptunienne pourraient être particulièrement nombreux dans les régions externes des systèmes planétaires.
1. Qu'appelle-t-on une Neptune froide ?
1.1. Une dénomination plutôt qu'une classe planétaire stricte
Il n'existe pas de frontière universellement reconnue séparant une Neptune « froide » d'une Neptune « tempérée » ou « chaude ».
Les termes Neptune froide, Neptune chaude et, de plus en plus souvent, Neptune tempérée ou tiède (warm Neptune) décrivent avant tout les conditions d'irradiation dans lesquelles se trouve une planète neptunienne.
Une classification moderne peut donc être représentée schématiquement ainsi :
Planètes neptuniennes
Neptunes froides
Neptunes tempérées ou tièdes (warm Neptunes)
Neptunes chaudes (hot Neptunes)
sous-Neptunes et mini-Neptunes, qui constituent des populations voisines mais généralement plus petites
Cette distinction est importante. Deux planètes possédant exactement la même masse peuvent connaître des évolutions extrêmement différentes selon leur distance à leur étoile.
Une Neptune chaude peut voir son atmosphère fortement irradiée, dilatée et parfois érodée.
Une Neptune froide peut au contraire conserver beaucoup plus facilement son enveloppe atmosphérique pendant plusieurs milliards d'années.
1.2. Masse et rayon : attention au mot « Neptune »
Neptune possède une masse d'environ 17 masses terrestres et un rayon d'environ 3,9 rayons terrestres.
Mais parler d'une exoplanète « neptunienne » ne signifie pas nécessairement qu'elle possède exactement la composition de Neptune.
Dans les observations d'exoplanètes, les catégories sont souvent établies à partir de la masse, du rayon ou des deux. Or une même masse peut correspondre à des structures internes différentes.
Une planète d'une vingtaine de masses terrestres pourrait être riche en eau et autres éléments lourds, posséder une importante enveloppe d'hydrogène et d'hélium, ou présenter une combinaison intermédiaire de ces composants.
Une Neptune froide est donc d'abord une planète de taille ou de masse neptunienne placée dans un environnement faiblement irradié, et non nécessairement une jumelle exacte de Neptune.
2. Pourquoi trouve-t-on des Neptunes froides loin des étoiles ?
2.1. La ligne des glaces
La notion de Neptune froide est étroitement liée à celle de ligne des glaces (snow line ou ice line).
Dans le disque protoplanétaire entourant une jeune étoile, la température diminue généralement avec la distance.
À proximité de l'étoile, l'eau et de nombreux composés volatils restent essentiellement gazeux. Plus loin, la température devient suffisamment faible pour qu'ils puissent se condenser sous forme solide.
Cette transition augmente considérablement la quantité de matière solide disponible pour construire les embryons planétaires.
Autour du jeune Soleil, la ligne des glaces de l'eau aurait probablement été située à quelques unités astronomiques de l'étoile, sa position exacte ayant varié au cours de l'évolution du disque.
2.2. Une région favorable à la croissance des planètes
Au-delà de cette ligne, grains de silicates, métaux et composés volatils condensés peuvent contribuer à la croissance des planétésimaux.
Les embryons planétaires peuvent ainsi accumuler rapidement plusieurs masses terrestres.
Une fois suffisamment massif, un tel corps commence également à retenir une enveloppe d'hydrogène et d'hélium provenant du disque protoplanétaire.
Mais le temps est compté.
Le gaz du disque disparaît en quelques millions d'années. Si le cœur planétaire devient suffisamment massif suffisamment tôt, l'accrétion du gaz peut s'emballer et conduire à une géante gazeuse comparable à Jupiter.
Si cette croissance reste plus limitée, le résultat peut être un monde intermédiaire : beaucoup plus massif que la Terre mais n'ayant jamais accumulé l'énorme enveloppe d'hydrogène et d'hélium caractéristique de Jupiter.
C'est l'une des voies possibles vers la formation d'une planète de type Neptune.
2.3. Uranus et Neptune : un problème encore irrésolu
Ce scénario simple rencontre cependant une difficulté intéressante dans notre propre Système solaire.
À leurs distances actuelles du Soleil, la densité du disque protoplanétaire devait être faible et les temps d'accrétion longs. Former Uranus et Neptune avant la disparition du gaz n'est donc pas trivial.
Les modèles modernes de formation du Système solaire envisagent par conséquent des histoires dynamiques beaucoup plus complexes.
Uranus et Neptune ont pu se former plus près du Soleil avant de migrer vers leurs orbites actuelles. Les interactions entre Jupiter, Saturne et les planètes externes ont également pu modifier considérablement leurs orbites primitives.
Une Neptune froide observée aujourd'hui loin de son étoile ne s'est donc pas nécessairement formée exactement là où nous l'observons.
3. De quoi est constituée une Neptune froide ?
3.1. Pas d'un gigantesque bloc de glace
L'expression « géante de glaces » peut être trompeuse.
En planétologie, les glaces désignent des substances volatiles telles que :
l'eau (H₂O) ;
l'ammoniac (NH₃) ;
le méthane (CH₄).
Ce terme provient des conditions rencontrées lors de la formation des planètes : suffisamment loin de l'étoile, ces substances pouvaient se condenser.
Il ne signifie absolument pas qu'elles se trouvent aujourd'hui sous forme de glace ordinaire dans l'intérieur de la planète.
Les températures internes d'une planète neptunienne atteignent plusieurs milliers de kelvins.
3.2. Une structure probablement progressive
La représentation classique d'une géante de glaces distingue :
une enveloppe externe riche en hydrogène et hélium ;
une vaste région interne enrichie en eau, méthane, ammoniac et autres éléments lourds ;
une région centrale plus dense, riche en matériaux rocheux et métalliques.
Cette représentation reste utile, mais les modèles modernes suggèrent une réalité probablement plus complexe.
Les différentes régions pourraient ne pas être séparées par des frontières nettes. Des gradients de composition pourraient exister sur une grande partie de l'intérieur.
Sous plusieurs centaines de gigapascals et à plusieurs milliers de kelvins, l'eau et les autres composés peuvent également adopter des états exotiques : fluides ioniques, mélanges moléculaires dissociés et éventuellement phases superioniques.
Il serait donc incorrect de représenter l'intérieur d'une Neptune froide comme un simple océan liquide entourant un noyau rocheux.
4. Atmosphère et climat
4.1. Des atmosphères principalement gazeuses
Malgré l'enrichissement global de ces planètes en éléments lourds, les couches atmosphériques accessibles à l'observation peuvent être dominées par l'hydrogène et l'hélium.
Le méthane joue également un rôle important.
Dans Uranus et Neptune, il absorbe certaines longueurs d'onde rouges de la lumière solaire et contribue ainsi à leur coloration bleu-vert ou bleutée. Les aérosols atmosphériques participent cependant eux aussi à la couleur observée.
4.2. Froide ne signifie pas calme
L'éloignement de l'étoile entraîne une faible température d'équilibre, mais ne signifie nullement que l'atmosphère soit inactive.
Neptune constitue l'exemple le plus spectaculaire.
Malgré la faible quantité d'énergie solaire qu'elle reçoit, elle possède une météorologie extrêmement dynamique : bandes nuageuses, vortex, tempêtes et vents dépassant largement 1 000 km/h.
Une partie de cette activité est alimentée par la chaleur interne de la planète.
Uranus offre un contraste remarquable. Son flux thermique interne est beaucoup plus faible que celui de Neptune et son atmosphère paraît globalement moins active, même si elle connaît elle aussi des phénomènes météorologiques importants.
La météorologie d'une Neptune froide dépend donc non seulement de l'énergie reçue de son étoile, mais également de l'énergie provenant de son intérieur.
5. Les Neptunes froides extrasolaires
5.1. Des planètes difficiles à découvrir
Les premières grandes campagnes de recherche d'exoplanètes étaient particulièrement sensibles aux planètes proches de leurs étoiles.
C'est une conséquence directe des principales méthodes de détection.
Une planète proche produit plus fréquemment des transits et exerce généralement une influence plus facilement mesurable sur la vitesse radiale de son étoile.
Les Neptunes froides sont au contraire situées sur des orbites plus vastes. Leur période orbitale peut atteindre plusieurs années ou davantage et leur influence gravitationnelle reste beaucoup plus faible que celle d'une planète de masse jovienne.
Elles sont donc beaucoup plus difficiles à détecter par les méthodes qui ont découvert la majorité des premières exoplanètes.
Cette difficulté observationnelle ne signifie pas qu'elles soient rares.
5.2. La microlentille gravitationnelle change la situation
La microlentille gravitationnelle est particulièrement intéressante pour rechercher les planètes situées loin de leur étoile.
Lorsqu'une étoile passe presque exactement devant une autre étoile beaucoup plus éloignée, sa gravité dévie et amplifie temporairement la lumière de l'étoile d'arrière-plan.
Si l'étoile servant de lentille possède une planète, celle-ci peut provoquer une perturbation supplémentaire dans la courbe de lumière.
Cette méthode possède un avantage considérable : elle est particulièrement sensible aux planètes situées à quelques unités astronomiques de leur étoile, notamment autour et au-delà de la ligne des glaces.
Elle permet donc d'explorer une population largement différente de celle étudiée par les transits.
6. Les Neptunes froides sont-elles communes ?
6.1. Les premiers indices
Dès 2010, l'étude de OGLE-2007-BLG-368Lb, planète d'environ 20 masses terrestres découverte par microlentille, suggérait que les planètes froides de masse neptunienne pourraient être sensiblement plus fréquentes que les géantes de masse jovienne dans les régions externes des systèmes planétaires.
À l'époque, les statistiques reposaient cependant sur un très petit nombre d'objets.
C'était précisément l'une des hypothèses évoquées dans les premières versions de cet article.
6.2. Un résultat renforcé par les observations
Les campagnes de microlentilles réalisées au cours des années suivantes ont considérablement renforcé cette idée.
Une étude statistique publiée par Suzuki et al. en 2016, fondée sur 1 474 événements de microlentille bien observés, a mis en évidence une rupture dans la distribution des rapports de masse planète-étoile.
Pour une étoile typique de leur échantillon, cette rupture correspond approximativement à des planètes de 10 à 40 masses terrestres.
Autrement dit : précisément le domaine des planètes de masse comparable à Neptune.
Ces résultats suggèrent que les planètes froides de masse neptunienne pourraient constituer une population particulièrement abondante au-delà de la ligne des glaces.
Il faut néanmoins rester prudent : transformer les événements de microlentille observés en fréquence absolue de planètes nécessite de corriger de nombreux biais de détection.
Nous ne possédons pas encore un recensement complet des systèmes planétaires externes.
7. Neptunes froides et Neptunes chaudes : une distinction toujours pertinente ?
Oui, mais avec une nuance importante.
Il serait aujourd'hui excessif de considérer les Neptunes froides et les Neptunes chaudes comme deux classes totalement distinctes de planètes.
Elles appartiennent à une même grande population de mondes neptuniens.
Leur température et surtout l'irradiation qu'elles reçoivent peuvent néanmoins modifier profondément leur évolution.
7.1. Le désert des Neptunes chaudes
Les observations ont révélé une particularité étonnante dans la distribution des exoplanètes : les planètes de dimensions neptuniennes sont relativement rares sur les orbites extrêmement proches de leur étoile.
Cette région peu peuplée du diagramme masse-période ou rayon-période est appelée le désert neptunien, ou désert des Neptunes chaudes.
Son existence est particulièrement intéressante parce qu'elle ne semble pas résulter simplement d'un biais de détection. Une grosse planète transitant fréquemment devant son étoile devrait au contraire être relativement facile à découvrir.
Quelque chose empêche donc probablement de nombreuses Neptunes de rester durablement dans cette région.
7.2. L'érosion des atmosphères
Une des principales explications est la photoévaporation atmosphérique.
Très proche de son étoile, une planète reçoit un intense rayonnement ultraviolet et X. Celui-ci chauffe les hautes couches de son atmosphère, qui peuvent se dilater et s'échapper dans l'espace.
Une planète de masse neptunienne est particulièrement vulnérable : sa gravité est beaucoup plus faible que celle d'un Jupiter chaud, tandis qu'elle peut posséder une importante enveloppe gazeuse susceptible d'être érodée.
Sur plusieurs centaines de millions ou milliards d'années, certaines planètes pourraient ainsi perdre une fraction importante de leur enveloppe.
La photoévaporation n'explique cependant probablement pas tout. Les mécanismes de migration planétaire, les interactions de marée, la formation des planètes et éventuellement le débordement de leur lobe de Roche pourraient également participer à la formation du désert neptunien.
7.3. Les rares survivantes du désert
Le désert n'est d'ailleurs pas totalement vide.
Quelques Neptunes extrêmement chaudes y ont été découvertes.
LTT 9779 b, NGTS-4 b ou plus récemment TOI-3261 b montrent que certaines planètes peuvent conserver une masse ou une enveloppe importante malgré une irradiation extrême.
Ces exceptions sont particulièrement précieuses : comprendre pourquoi elles ont survécu pourrait nous renseigner sur l'origine du désert lui-même.
8. Un laboratoire de la formation planétaire
Les Neptunes froides occupent finalement une place beaucoup plus importante dans la science des exoplanètes que ne pouvait le laisser penser leur faible nombre de découvertes initiales.
Elles permettent d'étudier une région des systèmes planétaires difficilement accessible aux méthodes traditionnelles.
Elles constituent également un lien entre plusieurs populations :
super-Terres → sous-Neptunes → Neptunes → géantes gazeuses.
Comprendre pourquoi certains embryons planétaires deviennent des super-Terres, pourquoi d'autres conservent une enveloppe et deviennent des Neptunes, tandis que d'autres encore connaissent une accrétion gazeuse massive et deviennent des Jupiter constitue l'une des questions centrales des modèles de formation planétaire.
Et une ironie demeure.
Nous disposons, dans notre propre Système solaire, de deux représentants remarquablement proches de cette famille : Uranus et Neptune.
Pourtant, aucune sonde ne s'est jamais placée en orbite autour d'elles.
Toutes deux n'ont été visitées qu'une seule fois, par Voyager 2 : Uranus en 1986 et Neptune en 1989.
Ainsi, alors que les observations d'exoplanètes suggèrent que les mondes de masse neptunienne pourraient être particulièrement communs dans la Galaxie, nous connaissons encore étonnamment mal les deux seuls que nous puissions étudier de près.
9. Bibliographie et références
Ressources institutionnelles
NASA Science — Neptune-like planets. Présentation générale des exoplanètes de type Neptune, des Neptunes chaudes et du désert neptunien.
NASA Goddard Space Flight Center — Microlensing Study Suggests Most Common Outer Planets Likely Neptune-mass. Présentation des résultats de Suzuki et al. concernant l'abondance possible des planètes froides de masse neptunienne dans les régions externes des systèmes planétaires.
