Dans les entrailles des sub-Neptunes, ces planètes les plus nombreuses de la Galaxie mais sur lesquelles on ne peut pas se tenir, le magma silicaté et l'hydrogène se mélangent en un cocktail supercritique unique. On pensait auparavant qu'une frontière nette séparait l'atmosphère dense d'hydrogène du silicate fondu, comme l'huile au-dessus de l'eau. Aujourd'hui, les calculs montrent qu'aux pressions et températures des profondeurs, ces deux couches se dissolvent complètement l'une dans l'autre. On n'obtient pas un gâteau en couches, mais une boisson homogène où l'hydrogène n'est pas un simple diluant passif, mais un ingrédient actif qui modifie la recette même du cocktail silicaté.

Pour décrire les propriétés de ce cocktail, les chercheurs ont modélisé une cellule de 243 atomes : 27 de magnésium, 27 de silicium, 81 d'oxygène et 108 d'hydrogène. C'est la composition MgSiO3H4, où l'hydrogène représente 3,86 % de la masse. Ils ont d'abord fondu le silicate cristallin, puis ajouté l'hydrogène. Les calculs ont été menés à des températures de 4000, 6000 et 8000 K et des pressions allant jusqu'à environ 600 GPa, soit environ six millions de fois la pression atmosphérique. Les données obtenues ont été ajustées sur une surface thermodynamique unique, à partir de laquelle ont été extraits la densité, l'entropie, la capacité thermique, la dilatation thermique, le module de compression volumique et le paramètre de Grüneisen.

Le résultat a surpris : le fluide supercritique MgSiO3H4 s'est avéré moins dense que le silicate fondu sec, dans toutes les conditions étudiées. L'écart par rapport au mélange idéal des volumes de MgSiO3 et H2 atteint plusieurs pour cent et augmente avec la pression. L'analyse de la structure a montré qu'avec l'augmentation de la pression, le nombre de coordination Si–H augmente, tandis que le nombre de liaisons H–H stables chute brusquement. À 4000 K et une pression d'environ 340 GPa, seul un atome d'hydrogène sur dix conserve une liaison avec un autre hydrogène pendant plus de 100 femtosecondes ; les autres sont déjà intégrés dans le réseau silicaté. C'est une transition de l'hydrogène moléculaire vers un hydrogène plus atomique, intégré dans le squelette silicaté.

L'application de l'équation d'état à des modèles de sub-Neptunes de masse 6 masses terrestres avec une réserve totale d'hydrogène identique de 4 % a montré que tout dépend de la pression à la frontière atmosphère-intérieur. Si cette frontière se trouve à une profondeur où la pression est de 1 GPa, le rayon de la planète est un. Si elle est de 5 GPa, le rayon change de 5,7 %. Ce n'est pas négligeable : pour une planète de 20 000 km de rayon, la différence dépasse 1000 km. La répartition de l'hydrogène entre l'atmosphère et l'intérieur influence directement le rayon de la planète et son état thermique.

Avant ces travaux, on ignorait à quel point l'hydrogène dissous modifie la densité et les propriétés thermiques du magma silicaté dans les entrailles des sub-Neptunes. On dispose désormais d'une équation d'état quantitative montrant que la densité chute de plusieurs pour cent par rapport au silicate sec, et que le mélange est fortement non idéal. Dès aujourd'hui, on peut intégrer cette équation d'état dans les modèles de structure interne des sub-Neptunes pour une interprétation plus précise des masses et rayons observés. L'hydrogène s'avère être non pas un diluant passif, mais un ingrédient actif qui modifie la recette même du cocktail silicaté.