La phosphine a récemment fait sensation dans le monde astronomique. Cela était en grande partie dû à sa détection (encore très controversée) dans l’atmosphère de Vénus. Bien que la seule façon connue pour la création de phosphine sur des mondes terrestres comme Vénus soit d'une sorte d'origine biologique, elle est relativement courante parmi les géantes gazeuses plus grandes et même les « naines brunes » – des étoiles ratées plus grandes que Jupiter mais pas assez grandes pour démarrer leur propre processus de fusion d'hydrogène.
Auparavant, nous n'avions pas encore vu de phosphine dans l'atmosphère d'une naine brune dans d'autres systèmes solaires, mais un nouvel article rédigé par un groupe diversifié de chercheurs, disponible sur le site arXiv serveur de préimpression, a utilisé les données collectées par le télescope spatial James Webb (JWST) pour le trouver pour la première fois. Ils ont également réalisé le mécanisme qui rendait si difficile à repérer en premier lieu : la métallicité de l'objet.
La métallicité est un concept très courant en astronomie, mais il est contre-intuitif par rapport à ce qui pourrait être considéré comme l'usage courant du mot. En chimie, les « métaux » sont des éléments chimiques définis présentant des caractéristiques très spécifiques. Cependant, en astronomie, la métallicité d'une étoile (ou d'une étoile ratée) est définie par la quantité d'éléments autres que l'hydrogène et l'hélium qui y sont présents.
Les étoiles très anciennes ont des « métallicités » plus faibles, car le processus de formation d’éléments plus élevés dans le tableau périodique que l’hélium implique une génération précédente d’étoile explosant dans une supernovae. Ainsi, généralement du moins, plus une étoile est ancienne, plus sa métallicité est faible. Notre propre soleil a une métallicité relativement élevée, mais il y a des étoiles et des naines brunes dans le « disque épais » de la galaxie qui sont beaucoup plus anciennes avec des niveaux de métallicité plus faibles.
L'équipe de chercheurs a utilisé l'instrument NIRSpec du JWST pour observer l'une de ces naines brunes dans le disque épais : Wolf 1130C. Lorsqu’ils ont examiné son profil spectral, il y avait un signal d’absorption clair centré autour de 4,3 µm, là où la phosphine est attendue. Alors pourquoi n’avait-il pas été détecté auparavant autour d’autres objets similaires ?
Jupiter et Saturne regorgent de phosphine. En fait, leur teneur en phosphore est estimée à 5 à 16 fois celle de notre soleil déjà riche en métaux. Nous pouvons clairement voir le signal de la phosphine en raison du fait qu’un facteur de confusion n’est pas présent dans la haute atmosphère : le dioxyde de carbone. CO2 a des raies d’absorption extrêmement fortes au même point du spectre que la phosphine et peut facilement submerger le signal plus petit attribué au composé le moins abondant.
À Jupiter et Saturne, la haute atmosphère n'est pas très chaude, donc la majeure partie du carbone qu'elle contient est liée au méthane (CH4) plutôt que CO2. Le méthane a une signature spectrale différente et n'interfère donc pas avec l'absorption de la phosphine comme le fait le dioxyde de carbone.
Cependant, pour les naines brunes telles que Wolf 1130C, dont la taille est estimée à 44 fois la taille de Jupiter, leurs hautes atmosphères sont beaucoup plus chaudes, en partie parce qu'il y a une certaine fusion, généralement du deutérium, en cours dans leur noyau. Cette augmentation de température permet la formation de dioxyde de carbone, du moins dans les étoiles à haute métallicité. Le signal de la phosphine était si clair sur Wolf 1130C car, compte tenu de sa faible métallicité, il contenait une infime quantité de dioxyde de carbone par rapport à ses pairs. Essentiellement, ce n’est pas que la phosphine n’est pas présente dans les naines brunes, c’est que le signal la montrant a été submergé par un signal beaucoup plus fort d’un élément plus commun.
Les chercheurs sont allés plus loin et ont prouvé que la phosphine n'avait pas été donnée à Wolf 1130C uniquement par l'une des deux étoiles compagnes de son système à trois étoiles. Ils ont confirmé qu’il avait été créé dans la naine brune elle-même et qu’il s’était déplacé vers l’atmosphère extérieure, où il pouvait être détecté. Cela signifie également que d’autres naines brunes à faible métallicité devraient avoir les mêmes signatures de phosphine – une théorie qui peut être testée par d’autres observations.
Cela a des implications évidentes pour la recherche de phosphine sur d’autres mondes. Bien que personne ne prétende que la phosphine sur une géante gazeuse ou une naine brune est autre chose que de nature purement chimique, le fait que la raie d'absorption de ce composé soit si étroitement liée à celle d'un composé beaucoup plus courant (CO2) qui n'est pas une biosignature peut rendre son utilisation beaucoup plus difficile.
Le fait que Vénus ait beaucoup de dioxyde de carbone dans son atmosphère complique également les découvertes précédentes. Alors que les chercheurs continuent de s'efforcer de trouver de nouvelles et meilleures biosignatures, cette recherche sur la phosphine devrait contribuer à tempérer leurs attentes et les inciter à réexaminer les données pour s'assurer qu'ils voient ce qu'ils pensent voir.
