Une jeune sub-Neptune est une cocotte-minute où l'hydrogène et la roche mijotent dans le même chaudron. Six masses terrestres, trois pour cent d'hydrogène en masse, une température interne supérieure à 4000 K. Sous une telle chaleur, le silicate fondu et l'hydrogène ne se contentent pas de coexister : ils se mélangent complètement, formant un fluide supercritique unique. Il n'y a aucune frontière entre le noyau et l'enveloppe. Il n'y a que la binodale, une surface invisible sur le diagramme de phase, où le mélange décide de rester homogène ou de se séparer en gaz et en roche.

Auparavant, on pensait que la sub-Neptune était structurée comme un gâteau en couches : un noyau dense de silicate, une enveloppe d'hydrogène et d'hélium par-dessus, et à la frontière, les gaz ne se dissolvaient que légèrement dans le magma selon la loi de Henry. Mais des calculs ab initio ont montré qu'à des températures supérieures à environ 4000 K, la solubilité cesse d'être « légère ». L'hydrogène et le silicate fondu se mélangent dans toutes les proportions. Les auteurs de ce nouveau travail ont construit un modèle dans lequel la planète décide elle-même où se trouve la frontière, en suivant la binodale du diagramme de phase H2–MgSiO3. Tant que la planète est chaude, la binodale est profonde, et presque tout l'hydrogène est caché dans les profondeurs. En refroidissant, la binodale remonte, et l'hydrogène est progressivement libéré de la partie silicatée, comme la vapeur d'une bouillie qui refroidit.

Cette image simple change tout. Dans le modèle standard, la planète perd de l'énergie principalement par le refroidissement de l'enveloppe d'hydrogène. Ici, la source principale est la compression gravitationnelle de la partie silicatée. L'hydrogène mélangé à la roche rend l'intérieur moins dense, et le matériau silicaté se retrouve plus haut dans le potentiel gravitationnel. Lorsque la planète refroidit et que l'hydrogène quitte les profondeurs, le noyau de silicate se contracte, libérant de la chaleur. Par conséquent, une planète avec miscibilité refroidit plus lentement. À un âge de 10 à 100 millions d'années, son rayon est de plusieurs dizaines de pour cent plus petit que celui d'un modèle sans miscibilité avec les mêmes paramètres. Après 5 milliards d'années, les rayons coïncident presque, mais l'intérieur est organisé différemment : dans le modèle avec miscibilité, l'hydrogène est distribué dans toute la planète, et non concentré dans l'enveloppe.

Ce travail introduit la binodale comme une frontière physiquement justifiée entre l'intérieur et l'enveloppe d'une sub-Neptune, remplaçant la surface arbitraire de l'océan magmatique. Cela change l'interprétation des rayons observés : la masse d'hydrogène dans la planète peut être correcte, mais la masse de l'enveloppe peut être surestimée de plusieurs fois, car une partie de l'hydrogène est cachée dans les profondeurs. L'extrapolation de la loi de Henry à des températures élevées ignore la transition de phase et conduit à des erreurs dans l'estimation de la composition interne. Le modèle peut être utilisé pour interpréter les rayons des jeunes sub-Neptunes et affiner les estimations de la masse de leurs enveloppes.

La prochaine étape consiste à inclure dans le modèle le fer, l'hélium et l'eau, pour lesquels de nouveaux calculs d'équilibres de phases sont nécessaires. Il est également important de relier la miscibilité aux processus d'accrétion de gaz et de perte d'atmosphère : si l'hydrogène s'enfonce dans les profondeurs, l'« ébullition » de l'enveloppe après la dissipation du disque pourrait se dérouler différemment. Des tests observationnels pourraient apparaître en comparant les rayons des jeunes sub-Neptunes dans les amas avec les prédictions des modèles avec et sans miscibilité.