EXOPLANÈTES ou PLANÈTES EXTRASOLAIRES

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Atmosphères, océans et surfaces des exoplanètes

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.

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ß Pictoris b

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Les exoplanètes et leurs caractéristiques

Les exoplanètes et leurs caractéristiques
Crédits : Encyclopædia Universalis France

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L’étoile HR 8799 et ses exoplanètes

L’étoile HR 8799 et ses exoplanètes
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Système d’exoplanètes et zone habitable 

Système d’exoplanètes et zone habitable 
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Écrit par :

  • : directeur de recherche au CNRS, astrophysicienne
  • : professeur émérite de l'université Paris-VII-Denis-Diderot, membre de l'Académie des sciences

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Pour citer l’article

Anne-Marie LAGRANGE, Pierre LÉNA, « EXOPLANÈTES ou PLANÈTES EXTRASOLAIRES », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 01 décembre 2021. URL : https://www.universalis.fr/encyclopedie/exoplanetes-ou-planetes-extrasolaires/