EXOPLANÈTES ou PLANÈTES EXTRASOLAIRES

La spéculation sur l’existence, dans l’Univers, d’autres mondes semblables à la Terre est ancienne. Les philosophes antiques (Démocrite, Épicure, Lucrèce) la concevaient, comme également le théologien Albert le Grand (xiii^e siècle) et les penseurs Nicolas de Cues (xv^e siècle) ou Giordano Bruno (xvi^e siècle). La question n’est devenue scientifique qu’au cours du xix^e siècle, lorsqu’une meilleure connaissance du système solaire, la maîtrise de la mécanique céleste newtonienne et de la photographie ont permis de rechercher dans le mouvement propre d’une étoile, située loin du Soleil, des perturbations périodiques de trajectoire (« zigzag ») qui traduiraient la présence d’une planète en orbite autour de cette étoile. Pourtant, aucune des découvertes annoncées par cette méthode ne résista aux vérifications pendant de nombreuses décennies.

Pourquoi être néanmoins convaincu que des systèmes planétaires autres que le système solaire existent ? Deux raisons bien différentes ont persuadé les astronomes. La première tient au principe dit copernicien, refusant d’assigner au système solaire une singularité dans ce vaste Univers. La seconde relève de la façon dont, depuis Pierre-Simon de Laplace (1749-1827) et James Jeans (1877-1946), on s’est progressivement représenté, avec une précision croissante et de solides arguments physiques, la formation d’une étoile et celle, simultanée, d’un disque de matière (dit disque d’accrétion) autour d’elle, susceptible de former des exoplanètes en orbite. Dès 1992, le télescope spatial Hubble a fourni de nombreux exemples de disques autour d’étoiles dans la nébuleuse d’Orion. Les exoplanètes devaient donc exister.

Dans les années 1970, les modèles d’accrétion gravitationnelle, conduisant à la formation d’une étoile ou d’objets moins massifs, ont mis en évidence des domaines précis de masse : ainsi, l’accrétion d’une masse supérieure à 0,08 fois la masse du Soleil (notée M_Soleil), soit 80 fois la masse de la planète Jupiter (notée M_Jup), entraîne l’allumage des réactions nucléaires dans le cœur de l’étoile en formation. L’accrétion d’une masse comprise entre 13 et 80 M_Jup forme un objet peu lumineux : une naine brune. En dessous de 13 M_Jup se trouve le royaume des planètes, depuis les géantes de gaz, comme Jupiter, jusqu’aux planètes dites telluriques, composées surtout de roches et de métaux, comme la Terre (0,003 M_Jup), Mars (0,1 M_Terre) ou Mercure (0,06 M_Terre). Cette valeur de 13 M_Jup est calculée pour l’accrétion d’un gaz ayant une composition en éléments chimiques identique à celle du Soleil (on parle de même métallicité que le Soleil). Pour des compositions différentes, telles qu’il peut s’en rencontrer dans la Galaxie, la valeur frontière différerait légèrement. L’Union astronomique internationale a néanmoins fixé, de façon conventionnelle, l’attribution de la qualité d’exoplanète à tout objet de masse inférieure à 13 M_Jup, en orbite autour d’une étoile autre que le Soleil. L’étude des propriétés (en particulier de la masse et du rayon) et des processus de formation des exoplanètes connues va progressivement enrichir ces catégories initiales, qui forment néanmoins une première approximation commode.

Les premières méthodes utilisées pour détecter des exoplanètes étaient indirectes. Parmi elles, la méthode dite de vélocimétrie recherche, par spectroscopie de précision, une variation périodique de la vitesse de l’étoile par rapport à la Terre sous l’effet de la gravitation d’une hypothétique planète. Elle a permis de détecter en 1988 un premier objet de faible masse, auquel n’a été assigné, de manière prudente, que le statut de naine brune. Mais la voie est ouverte : à l’automne de 1995, Michel Mayor et Didier Queloz (chercheurs de l’Observatoire de Genève), utilisant à l’Observatoire de Haute-Provence un spectromètre de très haute précision, dont le principe est dû au Français André Baranne (Marseille), découvrent la première planète autour d’une autre étoile que le Soleil. C’est 51 Pegasi b, dont la masse est au moins égale à 0,5 M_Jup. À la surprise générale, celle-ci est extrêmement proche de son étoile car elle possède une période de révolution de quatre jours et demi, ce qui en a facilité la détection. Depuis, les découvertes se sont multipliées du fait de la diversification des méthodes d’observation et de mesure. En particulier, la méthode vélocimétrique a rapidement été complétée par une autre méthode indirecte extrêmement féconde, celle des transits, puis par l’imagerie directe des planètes. Ainsi, mi-2016, on comptait 3 400 exoplanètes réellement identifiées.

Au cours de cette quête, quelques systèmes planétaires ont constitué des jalons, parce qu’ils ont été les premiers découverts par une technique donnée ou bien parce que leurs propriétés, très particulières, ont soulevé des questions théoriques importantes. Parfois, certains d’entre eux, exceptionnellement proches ou brillants, ont permis de pousser la caractérisation au-delà de ce qui a été possible pour d’autres objets aux propriétés analogues. Ils sont ainsi devenus des prototypes d’une classe particulière d’exoplanètes.

En 1995, 51 Pegasi est donc la première étoile de type solaire autour de laquelle une planète est découverte. Celle-ci est appelée 51 Pegasi b : le nom d’une exoplanète est constitué du nom de son étoile suivi de la lettre b. Dans le cas d’un système multiple, c’est-à-dire comprenant au moins deux exoplanètes, la deuxième est appelée c, la troisième d, la quatrième e, et ainsi de suite, l’ordre reflétant la chronologie des découvertes. La réalité de l’existence de 51 Pegasi b a été un moment remise en question, car on craignait que le signal observé ne soit que la manifestation d’un phénomène propre à l’étoile. Son existence a toutefois été rapidement confirmée. La très courte période de révolution (quatre jours et demi pour faire le tour de son étoile) de 51 Pegasi b a conduit à réviser les modèles de formation et d’évolution des planètes géantes. Cette première exoplanète est devenue le prototype des « Jupiters chauds », ces planètes géantes évoluant très près de leur étoile, avec en conséquence une température atmosphérique très élevée (plus de 1 000 K).

HD 209458 b, effectuant une révolution en 3,5 jours seulement autour d’une étoile semblable au Soleil, est également un Jupiter chaud mis en évidence en 1999 par la méthode vélocimétrique, laquelle ne pouvait fournir qu’une masse minimale, puisqu'alors l’inclinaison de l’orbite était inconnue. Mais, à la différence de 51 Pegasi b, il est apparu que HD 209458 b évolue sur une orbite que l’on voit par la tranche depuis la Terre. La planète passe donc régulièrement (tous les 3,5 jours) entre l’étoile et la Terre (phénomène appelé transit). L’observation du transit de la planète a alors permis de mesurer le rayon de celle-ci. L’inclinaison de l’orbite étant proche de 90⁰ (puisque la planète est vue en transit), la masse réelle pouvait être estimée en utilisant les résultats de la vélocimétrie. En connaissant la masse et le rayon, on a alors pu estimer, pour la première fois, la densité moyenne d’une exoplanète, ici 0,3 g/cm³ (pour comparaison, la densité moyenne de la Terre est de 5,5 g/cm³ et celle de Jupiter de 1,3 g/cm³). HD 209458 b, géante gazeuse, est une cible de choix pour l’étude des atmosphères planétaires. Un grand nombre d’atomes et de molécules ont déjà été détectés dans son atmosphère. Des observations avec le télescope spatial Hubble ont également mis en évidence un phénomène d’évaporation de son atmosphère.

2Mass 1207-39 b et AB Pic b sont les deux premiers corps de masse planétaire détectés en imagerie directe. Le premier, découvert en 2004, a une masse d’environ 5 M_Jup et orbite autour d’une naine brune de 25 M_Jup. Le second, découvert en 2005, orbite à près de 250 unités astronomiques (ua, unité correspondant à la distance Terre-Soleil) de son étoile, et sa masse se situe à la limite de celle des naines brunes. Ces deux objets, comme d’autres analogues découverts depuis, ont des caractéristiques très différentes de celles des planètes géantes du système solaire. Ils imposent de revisiter les processus de formation des planètes, ainsi que la définition même des exoplanètes. Par ailleurs, étant observés loin de leur étoile la plupart du temps, ils se prêtent bien à des études spectroscopiques de leur atmosphère.

β Pictoris b, découverte en imagerie directe en 2008, à partir de données enregistrées en 2003, est une exoplanète géante – environ dix fois plus massive que Jupiter –, qui orbite à environ 10 ua de son étoile. Du fait de sa période de révolution relativement courte (actuellement estimée à une vingtaine d’années), une grande partie de son orbite a déjà été dévoilée. Le reste de cette dernière révélera peut-être, entre 2017 et 2018, un éventuel transit de la planète devant l’étoile. β Pictoris b a la particularité d’avoir été prédite, une dizaine d’années avant sa détection, grâce à l’étude de la forme particulière d’un disque de poussières circumstellaires autour de l’étoile, lui-même mis en évidence dans les années 1990. β Pictoris b est aussi la seule planète dont on a pu mesurer la période de rotation sur elle-même (moins de dix heures).

ß Pictoris b

photographie

Ce document montre le disque de poussières (zone à plusieurs couleurs), vu par la tranche depuis la Terre et entourant l’étoile ß Pictoris, ainsi que l’exoplanète ß Pictoris b. L’étoile est masquée par un disque coronographique afin ne pas éblouir la zone par son intense rayonnement.... 

Crédits : Lagrange et al/ ESO

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Les nombreuses observations accumulées depuis le milieu des années 1990 deviennent statistiquement significatives et indiquent que les exoplanètes ne sont pas rares. Plus de 50 p. 100 des étoiles semblables au Soleil abriteraient autour d’elles des exoplanètes peu massives et solides (de type tellurique), tandis que 5 à 10 p. 100 abriteraient des exoplanètes plus massives et gazeuses. Ce dernier pourcentage est sans doute sous-estimé, car il ne compte que les géantes orbitant à moins de 5 ua environ. En effet, les exoplanètes géantes situées loin de leur étoile sont difficiles à détecter par les méthodes indirectes, leur période de révolution se comptant en décennies, alors même que les modèles en prévoient une formation fréquente. La fraction d’étoiles entourées d’exoplanètes peu massives est sans doute également sous-estimée, car les exoplanètes de la taille de la Terre ou plus petites sont largement en dessous du seuil de détection des instruments actuels.

Les quelque 3 400 exoplanètes connues ont permis d’amorcer une classification de ces objets. Les critères de celle-ci sont en premier lieu la masse de la planète et sa distance à l’étoile. Ces deux paramètres sont déterminants pour caractériser les systèmes planétaires et comprendre l’histoire de leur formation. La masse des exoplanètes détectées varie entre quelques masses terrestres et environ 13 M_Jup. La distribution en masse des exoplanètes indique trois populations d’exoplanètes, respectivement autour des masses 0,03 M_Jup (9 M_Terre), 1,5 M_Jup et 10 M_Jup. Les observations révèlent aussi l’existence de nombreuses planètes dont la masse est intermédiaire entre celle de la Terre et celle de Jupiter et dont aucun équivalent n’existe dans le système solaire.

Les exoplanètes et leurs caractéristiques

graphique

Ce graphique représente les exoplanètes connues et confirmées en 2016 en fonction de  leur masse (exprimée en MJup) et de leur distance à l’étoile (plus précisément ici en fonction du demi-grand axe de leur orbite exprimé en unité astronomique ou ua). Chaque exoplanète est... 

Crédits : Encyclopædia Universalis France

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La distance des exoplanètes à leur étoile varie entre quelques centièmes et plusieurs centaines d’unités astronomiques – par comparaison, dans le système solaire, les planètes orbitent entre 0,38 ua (Mercure) et 30 ua (Neptune). Ici encore, les limites de la technologie (on parle de biais de détection) tendent à privilégier certaines configurations : outre le fait que les méthodes indirectes ne détectent que des planètes distantes au plus de quelques unités astronomiques de leur étoile, elles se sont surtout intéressées à des étoiles âgées de plusieurs milliards d’années, par analogie avec le système solaire. De son côté, l’imagerie directe ne permet actuellement de détecter que des planètes gazeuses géantes et massives, relativement éloignées de leur étoile (plus de 10 ua) et âgées de quelques dizaines de millions d’années seulement (ce qui leur confère une luminosité propre, car elles ne se sont pas encore totalement refroidies). En d’autres termes, une exploration exhaustive des populations exoplanétaires et de leur importance relative est un programme qui ne fait que débuter.

Même si les données concernant la masse des exoplanètes et leur distance à l’étoile sont encore limitées, elles montrent déjà une grande diversité de ces objets par rapport au système solaire. Dans le passé, les astronomes ont voulu classifier étoiles et nébuleuses sur la base de propriétés communes ; aujourd’hui, ils veulent classifier les exoplanètes le plus finement possible. Mais les critères demeurent encore imprécis et conduisent à des nomenclatures variées, parfois redondantes pour ces classes d’objets. Ainsi parle-t-on parfois de « Jupiters », de « Saturnes », de « Neptunes », de « Terres », par analogie avec les planètes du système solaire, mais aussi de « Jupiters massifs », de « super-Jupiters », ou au contraire de « mini-Jupiters », de « mini-Neptunes », de « super-Terres », de « mini-Terres » selon la masse ou le rayon des planètes. On a proposé aussi des « Jupiters chauds », des « Neptunes chauds », selon la distance des planètes à l’étoile, et des « géantes gazeuses », des « géantes de glace », des « planètes-océans », lorsque l’on se réfère à leur composition.

Dans ce vaste « bestiaire » en construction se trouvent de nombreux cas particulièrement intéressants et inattendus, comme cette nouvelle classe appelée « Jupiters chauds », ou encore Pégasides par référence à 51 Pegasi b, première exoplanète détectée. Ses représentants évoluent entre une et quelques dizaines de rayons stellaires seulement de leur étoile, donc très près. Leur atmosphère est alors chauffée à des températures élevées, entre 1 000 K et plus de 2 500 K, c’est-à-dire comparables à celles de l’atmosphère des étoiles les plus froides. Ainsi encore, mais à l’opposé en termes de distance, quelques planètes ont été découvertes à plusieurs centaines d’unités astronomiques de leur étoile. Autres résultats inattendus : parmi les planètes découvertes, une soixantaine évoluent sur des orbites inclinées de plus de 10⁰ par rapport au plan équatorial de leur étoile ; plus de 350 exoplanètes évoluent sur des orbites elliptiques avec une excentricité élevée, supérieure à 0,2 ; enfin, certaines planètes tournent dans un sens rétrograde par rapport à la rotation de leur étoile sur elle-même. Par comparaison, aucune planète du système solaire n’évolue sur une orbite très proche ou très lointaine, ou inclinée, ou rétrograde, ou très elliptique. Les modèles de formation des systèmes planétaires développés au cours des années 1970-1990, dont l’objectif était alors de reproduire la formation du système solaire, ont donc dû être revisités pour intégrer et expliquer ces propriétés surprenantes.

Plusieurs centaines de systèmes planétaires multiples ont été identifiées par les méthodes indirectes autour d’étoiles d’âge comparable à celui du Soleil (quelque 4,5 milliards d’années), ou plus âgées, et un système a été découvert en imagerie directe autour de la jeune étoile HR 8799 (environ 60 millions d’années). Une grande variété de configurations est observée. On a trouvé, par exemple, des systèmes constitués de géantes gazeuses proches de leur étoile et d’exoplanètes moins massives à l’extérieur alors que, dans le système solaire, les planètes telluriques orbitent toutes plus près du Soleil que les géantes qui sont beaucoup plus massives. Il faut noter que les orbites des exoplanètes au sein d’un système multiple (cas de HR 8799) ne peuvent être quelconques : elles doivent être compatibles avec la stabilité dynamique de l’ensemble à long terme, sous l’effet des forces de gravitation.

L’étoile HR 8799 et ses exoplanètes

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Ici, on peut observer un système planétaire multiple formé de quatre exoplanètes (b, c, d, e) qui orbitent autour de l’étoile HR 8799, âgée de 60 millions d’années. Celle-ci a été masquée, mais une très faible quantité de lumière résiduelle demeure. Le plan des orbites est vu... 

Crédits : Conseil national de recherches du Canada, C. Marois & Keck Observatory

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Aucun des systèmes multiples détectés à ce jour autour d’étoiles analogues au Soleil ne ressemble au système solaire. Cela n’est toutefois pas surprenant dans la mesure où les méthodes actuelles ne permettent pas de détecter de véritables analogues à la Terre ou à Mars, et parce que les durées de mesures disponibles ne sont pas suffisamment longues pour détecter, par les méthodes indirectes, des analogues à Saturne, Uranus ou Neptune, dont les périodes de révolution sont de plusieurs décennies.

Système d’exoplanètes et zone habitable 

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Le système exoplanétaire Kepler 62, découvert par le satellite Kepler de la NASA, est un exemple particulièrement intéressant de système planétaire multiple. Les cinq planètes détectées (de 62b à 62f) sont représentées avec leur taille relative, les détails de surface étant une... 

Crédits : NASA Ames/ JPL-Caltech

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Si la masse et les propriétés orbitales des exoplanètes détectées commencent à être bien précisées, les propriétés physiques (atmosphère, océans, structure interne) le sont beaucoup moins, car les observations y donnent bien moins directement accès. Deux méthodes sont possibles, l’une fondée sur la combinaison des mesures issues de la vélocimétrie et du transit, l’autre sur l’étude spectroscopique des atmosphères planétaires.

Lorsqu’une exoplanète a été détectée à la fois par transit et vélocimétrie, son rayon et sa masse sont calculables, et l’on en déduit immédiatement sa masse volumique moyenne (ou densité moyenne par rapport à l’eau liquide). Cette information est cruciale car elle renseigne sur l’état physique de l’exoplanète. Les exoplanètes de très grand rayon et de faible densité sont principalement gazeuses, et on les qualifiera volontiers de géantes. Les exoplanètes de quelques masses terrestres seulement, ayant un petit rayon (quelques rayons terrestres) et une grande densité, appelées super-Terres, n’ont pas d’équivalent dans le système solaire ; elles ne sont pourtant pas rares. Avec ce même critère de densité moyenne, une autre catégorie d’exoplanètes a été proposée, les « planètes-océans ». Celles-ci, de densité inférieure à celle des planètes telluriques et de rayon un peu plus grand, seraient recouvertes sur toute leur surface d’une couche d’eau liquide, épaisse de plusieurs dizaines de kilomètres. Enfin, les exoplanètes de densité et de masse très comparables à celles de la Terre, appelées telluriques, sont solides et rocheuses.

Il convient de préciser que le détail de l’intérieur des exoplanètes (structure interne) demeure inconnu, car les deux quantités mesurées (rayon et masse) sont insuffisantes pour prétendre le décrire de façon unique. En effet, bien souvent, plusieurs modèles différents de l’intérieur peuvent reproduire les observables disponibles (ce qu’on désigne par la « dégénérescence des modèles »).

Si la description de la structure interne des exoplanètes demeure très difficile, celle des atmosphères l’est moins, grâce aux études spectroscopiques, conduites sur un nombre toutefois encore très limité de cas : quelques Jupiters chauds et quelques exoplanètes éloignées de leur étoile.

Les atmosphères des Jupiters chauds sont étudiées en comparant les spectres ultraviolet, visible ou infrarouge du rayonnement de l’étoile avant et pendant un transit, que celui-ci soit primaire (la planète passe entre l’étoile et l’observateur terrestre), ou secondaire (planète, étoile et observateur sont toujours alignés, mais la planète passe cette fois derrière l’étoile). Lors de ces transits, la lumière de l’étoile interagit avec l’atmosphère de l’exoplanète, qu’elle y soit absorbée ou diffusée, et cette lumière doit donc être affectée. Par exemple, lorsque des éléments chimiques sont présents dans l’atmosphère de la planète, ils créent, dans le spectre de la lumière reçue de l’étoile, des absorptions caractéristiques ; ces dernières vont donner des informations sur la présence et l’abondance de ces éléments.

Or, dans plusieurs cas, les spectres obtenus sont plats et ne contiennent pas les raies spectrales que les atomes et molécules de l’atmosphère planétaire devraient produire. Ce résultat inattendu est attribué à la présence, dans l’atmosphère exoplanétaire, de nuages de poussières ou de brouillards, qui masquent les raies spectrales. Néanmoins, plusieurs constituants ont été détectés dans les atmosphères de certains Jupiters chauds, tels que le carbone, l’oxygène, le sodium, le fer, le magnésium, l’eau, le monoxyde de carbone, le dioxyde de carbone, le méthane, etc. Notons que, du fait de leur proximité à l’étoile, les atmosphères des Jupiters chauds sont soumises à des rayonnements X très énergétiques, ainsi qu’au bombardement de particules (vent stellaire). Le rayonnement ultraviolet de l’étoile, notamment dans l’intense raie Lyman-α qu’émet l’hydrogène, affecte significativement les couches supérieures de l’atmosphère exoplanétaire, provoquant chauffage, ionisation, réactions photochimiques. Ainsi, les atmosphères des Jupiters chauds sont sans doute très différentes de celles des Jupiters plus éloignés de leur étoile. L’intensité du rayonnement stellaire peut même dans certains cas provoquer une évaporation de l’atmosphère. Enfin, pour ces exoplanètes qui tournent aussi près de leur étoile, on observe d’importantes variations de température entre le jour et la nuit, qui doivent induire des vents considérables au sein de l’atmosphère.

Les planètes gazeuses situées loin de leur étoile offrent la possibilité d’étudier des atmosphères moins intensément exposées à la lumière de celle-ci. Le couplage entre spectroscopie et optique adaptative a fourni des spectres de grande qualité qui, dans l’atmosphère de plusieurs planètes, révèlent des molécules telles que l’eau, le monoxyde de carbone, le méthane... Des nuages localisés de poussières, dont certains évoluent au cours du temps, ont également été mis en évidence. De nouvelles études de type « météorologie » débutent donc sur ces planètes.

Le scénario accepté de formation des planètes du système solaire considère que celles-ci se sont constituées dans un disque de gaz et de grains microscopiques de poussières, tournant autour d’un Soleil n’ayant pas encore atteint son état d’équilibre. Au sein de ce disque se seraient développés des grains de plus en plus gros, puis des corps solides appelés planétésimaux, d’une dimension atteignant quelques kilomètres, formant les briques de base de la formation des planètes. Deux zones sont à distinguer dans ce disque : une zone externe, dans laquelle les molécules contenant de l’hydrogène – élément le plus abondant dans le disque –, telles que l’eau ou l’ammoniac, sont organisées sous forme de glaces ; une zone interne, dans laquelle ces molécules sont dans un état liquide ou gazeux. On appelle « ligne des glaces » la région qui sépare ces deux zones. Sa distance à l’étoile varie en fonction de la température de celle-ci, et donc de sa masse (plus la masse de l’étoile est importante, plus sa température est élevée), et de son âge (l’étoile se refroidissant au cours du temps). Dans le cas du Soleil, cette distance est aujourd’hui d’environ 3 ua et marque la séparation entre la région où se trouvent les planètes telluriques et celle où orbitent les planètes géantes. Au-delà de la ligne des glaces, la densité de matière solide disponible augmentant de manière très importante et abrupte, les planétésimaux pourraient s’agréger rapidement entre eux pour former des noyaux solides d’une dizaine de masses terrestres, lesquels devenant à leur tour assez massifs pour attirer, en quelques millions d’années au plus, de très grandes quantités de gaz, formant ainsi les planètes géantes et gazeuses. En deçà de cette ligne des glaces, les planétésimaux se seraient agglomérés plus lentement, en quelques dizaines de millions d’années, pour former des planètes telluriques bien moins massives et rocheuses.

Qu’en est-il des processus de formation des exoplanètes ? Les observations effectuées depuis le milieu des années 1990 démontrent l’existence de disques protoplanétaires et la présence de sillages dans ces disques, en lien possible avec la formation planétaire. Deux exemples spectaculaires sont ceux des étoiles jeunes HL Tauri (1 million d’années) et TW Hydrae (8 millions d’années). Les images obtenues avec le radiotélescope interférométrique ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), installé dans le nord du Chili, révèlent la présence de plusieurs anneaux dans ces disques, entre lesquels des exoplanètes pourraient être en cours de formation. Les disques protoplanétaires contiennent beaucoup de gaz et un peu de poussières (1 p. 100 de leur masse), constituées principalement de grains de silicates. Les observations montrent que l’essentiel du gaz disparaît du disque après quelques millions d’années. Les planètes géantes, essentiellement constituées de gaz, doivent donc s’être formées avant cette éjection du gaz, et cette formation est nécessairement un processus rapide. Certaines étoiles, un peu plus âgées (quelques dizaines de millions d’années), révèlent des disques de poussières dépourvus, ou presque, de gaz, appelés disques de débris. Sous l’action de divers processus de destruction, notamment la pression exercée par la lumière des étoiles (pression de radiation), les poussières présentes dans les disques de débris ont des durées de vie très inférieures à l’âge du système. Elles doivent donc être produites continuellement, par collision de cailloux ou évaporation d’objets glacés de plus grande taille. Les disques de débris représentent un stade de l’évolution du système, dans lequel les planètes géantes se sont déjà formées et d’éventuelles planètes telluriques sont en cours de développement à partir des planétésimaux. Un prototype de disque de débris est celui de β Pictoris. En résumé, l’ensemble des observations disponibles confirme un fort lien entre formation des exoplanètes et disque circumstellaire.

Disque protoplanétaire autour de l’étoile HL Tauri

photographie

Sur cette image obtenue à très haute résolution angulaire (environ 25 millisecondes d’angle) par l’interféromètre ALMA fonctionnant aux longueurs d’onde millimétriques et submillimétriques (entre 0,9 et 2,6 mm), on peut observer le disque existant autour de l’étoile jeune HL Tauri,... 

Crédits : ALMA/ ESO/ NAOJ/ NRAO

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Disque protoplanétaire autour de l’étoile TW Hydrae

photographie

Vu de face depuis la Terre, grâce à l’interféromètre ALMA, ce disque protoplanétaire entoure TW Hydrae, une jeune étoile âgée de 8 millions d’années. On peut y distinguer des anneaux sombres, emplacements possibles d’exoplanètes en formation. L’agrandissement de la partie centrale... 

Crédits : S. Andrews/ Harvard-Smithsonian CfA ; ALMA/ ESO/ NAOJ/ NRAO

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Le scénario d’accrétion de gaz sur un noyau solide (accrétion sur cœur) au sein d’un disque paraît expliquer de manière satisfaisante les observations des exoplanètes géantes présentes à quelques unités astronomiques de leur étoile. En effet, les simulations numériques détaillées de formation planétaire, élaborées avec ce scénario, prédisent des distributions de propriétés orbitales de planètes et des relations entre masse et rayon en accord global avec celles qui sont observées. En revanche, cette hypothèse n’explique pas la présence de planètes géantes très près (une fraction d’ua) ou, au contraire, très loin (plusieurs centaines d’ua) de leur étoile. Dans les deux cas, il n’y aurait pas assez de matière présente localement dans le disque pour former des planètes géantes. En outre, dans le cas des planètes éloignées, les durées requises pour former des planétésimaux seraient bien trop longues.

Pour expliquer l’existence d’exoplanètes éloignées de leur étoile, telles que celles observées en imagerie directe – par exemple les exoplanètes autour de HR 8799 –, d’autres types de processus sont envisagés. Une hypothèse particulièrement étudiée est celle d’une instabilité gravitationnelle se produisant au sein du disque protoplanétaire. Contrairement au scénario d’accrétion sur cœur, peu efficace à grande distance de l’étoile, l’instabilité gravitationnelle, où les gaz et les poussières se combinent, ne nécessite pas l’étape de formation d’un noyau solide, ni de planétésimaux. Un autre scénario envisageable est l’effondrement du nuage moléculaire interstellaire initial, avec l’apparition de multiples fragments, certains assez massifs donnant naissance à des étoiles, d’autres moins massifs engendrant des planètes géantes, l’ensemble demeurant lié gravitationnellement. Le système 2Mass 1207-39, comprenant une naine brune autour de laquelle gravite un objet de masse planétaire, pourrait résulter d’un tel processus qui ne fait plus appel à un disque. Enfin, pour expliquer certains systèmes exoplanétaires, il est concevable qu’une planète géante, apparue normalement au-delà de la ligne des glaces, voie ensuite son orbite modifiée sous l’effet gravitationnel d’un autre corps massif voisin ou d’une autre étoile passant à proximité.

Tester ces théories de formation et d’évolution des systèmes planétaires requiert de disposer d’images révélant les détails fins des disques, leur composition et la position précise des exoplanètes en leur sein. Améliorer la résolution angulaire des télescopes et interféromètres fonctionnant aux longueurs d’onde radio ou infrarouge, pour atteindre la milliseconde d’arc ou mieux encore, est donc particulièrement important.

Pour expliquer l’existence des Jupiters chauds, tels que 51 Pegasi b ou HD 209458 b, on admet que la plupart de ces exoplanètes géantes se sont formées par accrétion sur un cœur de matière, au-delà de la ligne de glace, puis ont ultérieurement été déplacées sur des orbites plus proches de l’étoile. Des simulations numériques détaillées des interactions disque-exoplanète, ou disque-embryon d’exoplanète, montrent que ce processus (appelé migration planétaire), faisant appel à une friction avec le disque, peut efficacement modifier les orbites des exoplanètes et placer celles-ci très près de leur étoile. Une telle migration ne peut s’opérer que pendant la brève durée où le disque protoplanétaire existe encore, c’est-à-dire lors des quelques millions d’années succédant à la formation de l’étoile et du disque. Autre possibilité : des interactions gravitationnelles entre exoplanètes massives pourraient expliquer la position de certains Jupiters chauds, ou encore l’existence d’exoplanètes évoluant sur des orbites très inclinées, ou rétrogrades, ou très excentriques. Ces scénarios font une part belle à des phénomènes dynamiques violents qui pourraient marquer les premières dizaines ou centaines de millions d’années d’un système planétaire.

Il est intéressant de noter que, selon le modèle dit de Nice, élaboré en 2005 et décrivant l’évolution dynamique du système solaire jeune, les orbites des planètes géantes de celui-ci ont elles aussi évolué – quoique se rapprochant moins de l’étoile que les Jupiters chauds – à la suite d’interactions entre planètes et avec des planétésimaux (résonances gravitationnelles). Ces orbites n’ont trouvé leur configuration actuelle que 650 millions d’années environ après la formation des planètes. Cette évolution aurait induit, outre le déplacement des orbites des planètes, le grand bombardement tardif, au cours duquel les planètes telluriques ont été soumises à des impacts nombreux de petits corps solides, dont les orbites étaient perturbées par les planètes géantes.

Depuis 1995, la multiplication des découvertes d’exoplanètes a donné naissance à une discipline nouvelle, l’exoplanétologie. Ce domaine de recherche a évolué très rapidement grâce à l’accumulation d’observations dues à des méthodes s'affinant sans cesse, à l’amélioration des modèles théoriques et des simulations numériques, et à des expériences en laboratoire testant certains processus physico-chimiques.

Nous savons désormais que les exoplanètes ne sont pas rares dans notre Galaxie, donc dans l’Univers. Les données recueillies révèlent déjà une diversité d’architectures et de propriétés de ces corps célestes que le seul exemple du système solaire n’avait pas permis d’imaginer. Pourtant, nous sommes encore bien loin d’avoir exploré la diversité de ces systèmes planétaires.

Nous ne savons pas si le système solaire constitue un cas fréquent ou bien au contraire une très rare configuration. Les objets analogues à la Terre demeurent encore hors de portée des outils d’observation actuels. Des instruments de nouvelle génération, mettant en œuvre les deux principales méthodes que sont la vélocimétrie et les transits, seront installés sur des télescopes, au sol ou dans l’espace – par exemple sur le futur satellite européen Plato (Planetary Transits and Oscillations of Stars), prévu vers 2024. Ils seront nécessaires pour détecter ces exo-Terres en vélocimétrie. En parallèle au développement de tels instruments, il sera indispensable de progresser dans la compréhension de l’activité stellaire (changements d’éclat, éventuellement périodiques, d’une étoile), laquelle est aujourd’hui reconnue comme un obstacle majeur à la détection des exo-Terres. De même, les objets analogues, par leur masse et leur orbite, aux planètes géantes du système solaire demeurent encore hors de portée : de nouveaux instruments, capables d’en former l’image, devront équiper les télescopes optiques géants terrestres, tel l’E-ELT (European-Extremely Large Telescope, prévu vers 2025) dont le miroir aura un diamètre de 39 mètres.

L’atmosphère des exoplanètes géantes est très mal connue et celle de planètes semblables à la Terre est encore à découvrir. De longues années d’observations spectroscopiques avec les grands télescopes au sol, ou des télescopes spatiaux comme le James Webb Space Telescope (JWST, lancement prévu vers 2020), seront nécessaires pour analyser ces atmosphères.

Nous savons enfin qu’il existe très probablement plusieurs mécanismes de formation des exoplanètes, et que la jeunesse de celles-ci est sans doute complexe et agitée. De violents épisodes peuvent affecter de manière importante leur trajectoire, leur masse et leur atmosphère. De nombreuses questions se posent encore à propos des premières étapes – en particulier celles qui conduisent à la genèse des planétésimaux –, sur la manière dont les caractéristiques de l’étoile affectent les processus donnant naissance aux planètes, enfin à propos de la formation et de l’évolution de la structure interne des planètes et de leur atmosphère. Ces atmosphères sont le résultat combiné de conditions physico-chimiques initiales, de l’environnement de l’exoplanète (rayonnement stellaire, magnétisme, vents), de l’évolution chimique et dynamique à différentes échelles, enfin d’autres processus complexes qui se déroulent hors d’un état d’équilibre que la physique modéliserait plus aisément. Parallèlement aux observations, d’importants efforts théoriques et de modélisation doivent donc être mis en place, afin de progresser dans la compréhension de tous ces aspects. Ces étapes seront cruciales pour qu’un jour soient identifiées des exoplanètes où l’on puisse rechercher à bon escient des signatures éventuelles de vie extraterrestre.