TOI-7832 b est une super-Terre dont le flux stellaire reçu (S = 0,94 S⊕) la place au centre de la zone habitable optimiste de son étoile hôte. Sa masse de 4,2 M⊕ et son rayon de 1,87 R⊕ la situent dans le « gap de rayon » exoplanétaire, suggérant soit une enveloppe gazeuse résiduelle, soit un manteau riche en eau.
Nous rapportons la découverte et la confirmation de TOI-7832 b, une super-Terre en transit autour d'une naine K (Teff = 4 820 K, [Fe/H] = +0,14) à 41,3 ± 0,2 pc. Le candidat a été identifié dans les données photométriques TESS (secteurs 14 et 41) puis confirmé par mesures de vitesse radiale avec ESPRESSO/VLT (62 points sur 18 mois). La planète orbite en 23,4 jours avec une masse de 4,2 ± 0,6 M⊕ et un rayon de 1,87 ± 0,04 R⊕, donnant une densité de 3,6 ± 0,7 g·cm⁻³. Le flux stellaire reçu (S = 0,94 ± 0,06 S⊕) la place au centre de la zone habitable optimiste. Quatre transits observés avec JWST/NIRSpec (0,6–5,3 µm) indiquent l'absence de nuages épais et sont compatibles avec une atmosphère riche en CO₂ ou en H₂O. TOI-7832 b est l'une des super-Terres en zone habitable les mieux caractérisées à ce jour.
TOI-7832 a été identifiée comme candidate par l'algorithme BLS (Box-Least Squares) appliqué aux courbes de lumière TESS des secteurs 14 (2019) et 41 (2021) [1]. Le signal de transit présentait une profondeur de 980 ± 40 ppm et une période de 23,41 jours, caractéristiques cohérentes avec une planète de rayon sub-neptunien. La priorité de suivi a été établie par le score d'habitabilité IFRAS-HI (Habitability Index), qui combine flux stellaire, métallicité de l'étoile et stabilité de la zone habitable sur 5 Gyr [2].
L'étoile hôte TOI-7832 est une naine K de type spectral K2V, avec une masse M★ = 0,74 M⊙, un rayon R★ = 0,72 R⊙ et une température effective Teff = 4 820 ± 80 K. Sa métallicité légèrement sursolaire ([Fe/H] = +0,14 ± 0,05) est favorable à la formation de planètes rocheuses. L'âge estimé par gyrochronologie est de 4,8 ± 1,2 Gyr, comparable à celui du système solaire.
La courbe de lumière composite résulte de l'assemblage de 14 transits individuels : 4 secteurs TESS (cadence 2 min), 6 nuits d'observation au sol avec MuSCAT3 (Haleakalā, 4 bandes simultanées g/r/i/z) et 4 transits CHEOPS (ESA). L'ajustement par le modèle de Mandel & Agol [3] (code batman v2.4.8) donne un rapport rayon planète/étoile de Rp/R★ = 0,0261 ± 0,0003, un paramètre d'impact b = 0,24 ± 0,08 et une durée de transit T₁₄ = 3,12 ± 0,04 h.
Le programme de suivi en vitesse radiale avec ESPRESSO au VLT (ESO, programme 110.23KN) a produit 62 mesures sur 18 mois (nov. 2023 – mai 2025), avec une précision interne médiane de 0,42 m·s⁻¹. L'ajustement par un modèle keplérien à une planète, avec modélisation de l'activité stellaire par processus gaussien (noyau quasi-périodique, Prot = 31,2 ± 0,8 j), donne une demi-amplitude K = 1,84 ± 0,24 m·s⁻¹.
| Paramètre | Valeur | Incertitude | Méthode |
|---|---|---|---|
| Période P | 23,4138 | ± 0,0004 j | Transit |
| Époque T₀ (BJD-2450000) | 9821,3847 | ± 0,0012 | Transit |
| Rayon Rp/R★ | 0,0261 | ± 0,0003 | Transit |
| Rayon Rp | 1,87 R⊕ | ± 0,04 R⊕ | Transit + R★ |
| Demi-amplitude K | 1,84 m·s⁻¹ | ± 0,24 m·s⁻¹ | ESPRESSO |
| Masse Mp sin i | 4,2 M⊕ | ± 0,6 M⊕ | VR + inclin. |
| Densité ρp | 3,6 g·cm⁻³ | ± 0,7 | M + R |
| Demi-grand axe a | 0,152 UA | ± 0,003 UA | Kepler III |
| Flux stellaire reçu S | 0,94 S⊕ | ± 0,06 S⊕ | Centre zone habitable |
| Température d'équilibre Teq | 271 K | ± 12 K | Albédo 0,30 supposé |
| Excentricité e | < 0,07 | (95 % CL) | ESPRESSO |
Quatre transits de TOI-7832 b ont été observés avec JWST/NIRSpec en mode PRISM (programme GO 4418, cycle 3, 48,6 h au total), couvrant 0,6 à 5,3 µm avec une résolution R ∼ 100. Le spectre de transmission — différence de profondeur de transit entre les longueurs d'onde — est sensible à la composition et à l'échelle de hauteur de l'atmosphère.
Le résultat le plus significatif est l'exclusion d'un ciel plat (absence d'atmosphère ou nuages épais à pression > 1 mbar) à 3,2σ. Un modèle d'atmosphère dominée par le CO₂ avec une pression de surface de 1–10 bar offre le meilleur ajustement (χ²r = 1,12). Un modèle riche en vapeur d'eau est également compatible (χ²r = 1,31) mais prédit une absorption à 1,4 µm marginalement sous-observée (1,8σ). Des observations supplémentaires avec MIRI (7–14 µm) sont nécessaires pour discriminer entre ces deux scénarios.
La densité mesurée de 3,6 ± 0,7 g·cm⁻³ est inférieure à celle de la Terre (5,5 g·cm⁻³) mais supérieure à celle de Mars (3,9 g·cm⁻³). Le diagramme masse-rayon positionne TOI-7832 b dans la zone dite du « radius gap » (gap de Fulton, R ≈ 1,7–2,0 R⊕), où les planètes peuvent être soit des super-Terres rocheuses avec peu ou pas d'atmosphère, soit des mini-Neptunes avec une enveloppe volatile légère [4]. La densité est compatible avec trois modèles internes : (a) une planète purement rocheuse avec un grand noyau de fer (~40 % en masse), (b) une planète rocheuse avec 2–5 % d'eau par masse (ocean world), ou (c) une roche + fine couche de CO₂ atmosphérique de 1–10 bar.
TOI-7832 b est désormais l'une des cinq meilleures cibles de super-Terres en zone habitable pour les missions de caractérisation atmosphérique de prochaine génération. Son étoile hôte K est préférable aux étoiles M (moins d'éruptions) et sa distance modérée (41 pc) permet des mesures de contraste direct avec le concept LIFE (Large Interferometer for Exoplanets) [7] et potentiellement l'ELT/METIS. Son TSM (Transmission Spectroscopy Metric) de 48 la classe parmi les trois meilleures super-Terres en zone habitable connues à ce jour.
