Le nombre d’exoplanètes actuellement détectées
est de 202 (août 2006). La plupart ont été détectées via la méthode dite "des
vitesses radiales", qui consiste à détecter dans le spectre d'une étoile les
perturbations de son mouvement causées par la présence d'un corps en rotation
autour de celle-ci (Jupiter imprime un mouvement de 12 m/s au Soleil, alors que
la Terre seulement 10 cm/s).
La seconde méthode, dite des transits, n’a à son actif
que 9 exoplanètes. Cependant ces planètes « qui passent » devant leur
étoile sont particulièrement intéressantes car elles permettent la détection de
leur atmosphère lorsqu’elles passent dans notre plan de visée.
Une troisième méthode existe et s’appelle
l’amplification gravitationnelle (le passage de la planète devant son étoile
amplifie la lumière de l’étoile). Elle a permis de détecter 4 planètes.
D’autres méthodes ont été mises en œuvre mais n’ont abouti, pour l’instant, à
aucune découverte.
Pour les planètes dont on ne détecte pas le transit,
la mesure des masses des planètes est entachée d’une incertitude qui permet de
ne donner qu’une approximation de masse « minimum » : si la
planète tourne sur une orbite qui se trouve dans le plan d’observation de la
Terre, cette masse est égale à la masse minimum, si cet orbite n’est pas
dans le plan de visée de la Terre, la masse de la planète est obligatoirement
supérieure à la masse calculée.
Voir
également le site dédié à cette recherche : Encyclopédie des Planètes Extrasolaires.
Parmi
toutes ces planètes extra-solaires découvertes aujourd’hui, quelques-unes sont
particulièrement intéressantes :
La première découverte – 51 Pegasi :
La planète de 51 Pégase a été la
première exoplanète à être découverte, par les Suisses Michel Mayor et Didier
Queloz à l'observatoire de Haute-Provence en France.
La vitesse radiale de la planète
de 51 Pegasi est de 56 m/s. Elle tourne
en 4 jours autour de son étoile (à moins de 7 millions de km).
Sa fonction de masse est la
moitié de celle de Jupiter.
51 Pegasi est une étoile âgée de
8 à 9 milliards d'années, elle se trouve à 48 a-l de la Terre, elle a une magnitude de 5,5.
La première planète extra-solaire photographiée (à
230 a-l, dans la constellation de l’Hydre) :
Ce n’était encore qu’une
hypothèse en janvier 2005, et la confirmation est arrivée en avril, ce cliché
est le premier à dévoiler visuellement une planète extra-solaire.
Cet objet a été débusqué à
proximité d’une naine brune (2M1207, au centre) ayant une masse de 25 fois
Jupiter. Elle est accompagnée par un autre objet de moindre taille, ayant une
masse qui avoisinerait les 5 masses joviennes. Cette planète décrirait une
orbite à 55 UA de son étoile (deux fois plus loin que ne l’est Neptune du
Soleil) en 2 500 ans. Les deux objets seraient très jeunes, à peu près 8
millions d’années d’existence.
Cette découverte a été réalisée
par l’ESO (au VLT) en septembre 2004, mais il a fallu attendre plusieurs mois
afin de confirmer par d’autres observations complémentaires, que les deux
astres appartenaient bien au même système.
Une observation du télescope Hubble en infrarouge, rendue publique en
janvier 2005, assurait à 99 % que les deux astres étaient liés entre eux. Mais
il fallait éliminer le 1% d’erreur, une observation complémentaire a donc été
nécessaire dans les mêmes conditions en avril 2005.
Cette planète n’est cependant pas
une planète « normale » et son processus de formation de nature
stellaire la rend très atypique (à moins que ce soit notre système solaire
qu’il le soit).
De nombreuses choses sont à
découvrir dans ce nouveau système …
La planète la plus légère – Ogle 2005 BLG 390 :
Cette planète a été détectée par la méthode des lentilles
gravitationnelles. Elle a une masse équivalente à 5 fois celle de la Terre et
tourne à 2,5 UA de son étoile (deux fois et demi la distance de la Terre au Soleil). Son étoile est une petite naine
rouge assez âgée avec une température de surface relativement basse (2000-3000
°C), la surface de la planète doit être probablement glacée.
Elle se trouve à 22 000 années-lumière du système solaire.
Gliese 876d (15 a-l) dans le Verseau :
Cette planète a une masse équivalente entre 6 et 9 fois celle de la Terre et tourne en 2 jours autour de son étoile. L’étoile est une naine rouge de petite taille (30% de la masse du Soleil). Elle abrite déjà deux planètes « joviennes » déjà détectées.
L’estimation de la taille de cette planète est de 2,5 fois celle de la Terre, et sa température de surface est estimée entre 200 et 400°C. Il est fort probable qu’elle présente toujours la même face à son étoile, et que l’autre coté « la face cachée » soit installée dans un froid extrême. Elle est bien donc très différente de la Terre même si sa taille lui donne quelque similitude avec notre planète.
Mu de la constellation de l’Autel (HD 160691) :
Cette planète a une masse équivalente à 14 fois celle de la Terre et tourne en 9,5 jours autour de l'étoile Mu de la constellation de l’Autel (hémisphère sud) qui est distante de 50 années-lumière de la Terre.
La masse de cette exoplanète est un peu plus petite que celle d'Uranus (la plus petite planète géante du système solaire: 14,5 fois la masse de la Terre). Elle se trouve à 13 millions de km de son étoile.
On doit cette découverte au nouvel spectrographe HARPS. C’est la plus faible amplitude jamais détectée (4 m/s).
Pour diverses raisons, les spécialistes supposent que cette
planète n’est pas une planète gazeuse comme l’est Uranus, mais une planète
tellurique. Elle aurait une taille de 25 000 km de diamètre (2 fois la Terre)
et ressemblerait à notre Vénus (fort effet de serre, nuages abondants,
température au sol de 1000 C°).
La plus proche de nous - Epsilon Eridani (HD 22049), 10
a-l, 0,8 masse de Jupiter, dans la constellation de l'Eridan :
C’est l’étoile à planètes la plus proche de la Terre (10 a-l).
Elle est entourée d'un disque de matière. C’est un système assez jeune (1
milliard d’années) dont l’espérance de vie est de plus de 20 milliards d’années
(son étoile est de type K et est légèrement moins massive que notre Soleil).
Il y aurait peut-être deux planètes (à confirmer).
La planète est en moyenne à 3 UA de son étoile, mais son
orbite qu'elle boucle en 2500 jours (presque 7 ans) est très excentrique
(excentricité : 0,608),.
La détection de cette exoplanète est quelque peu
controversée notamment par l’équipe de chercheurs américains Marcy et Al.
Une planète dans un système double - Gamma Cephei (45 a-l),
1,59 masse de Jupiter :
La planète qui orbite autour de cette étoile (1,79 masse
Jupiter) à 2 UA en moyenne (excentricité : 0,2), est accompagnée dans sa ronde
autour de son étoile d'une seconde étoile de 0,4 Masse solaire.
La seconde étoile orbite à 18 UA de l'étoile principale.
Elle met à peu près 70 ans à faire une révolution.
La théorie prévoit que cette planète n’aurait jamais due se
former dans un tel système …
Une planète dans un système triple - HD
188753 (149 a-l) dans la constellation du Cygne :
Les trois étoiles concernées sont
de couleurs et de tailles différentes (une est semblable à notre Soleil). Les
trois étoiles sont très serrées car elles orbitent toutes les trois dans une
région qui correspond au maximum à l’orbite de Saturne. Une des ces étoiles a
même une orbite très excentrique car elle se rapproche à moins de 1,3 UA de
l’étoile centrale. Les scientifiques se demandent comment une planète peut
survivre dans un tel environnement, et pire dans quelles conditions elle a pu
se former.
HD 188753 a une masse légèrement
supérieure à notre Jupiter.
Cette planète est une nouvelle
énigme …
Une planète à 1 UA de son étoile - HD 28185 (128 a-l), 5,7 masses de Jupiter, dans l'Eridan :
Orbite assez circulaire (excentricité : 0,06), à près de 1
UA de son étoile. En pleine zone d'habitabilité.
Mars a une excentricité de 0,093 et la Terre 0,017.
Une planète de faible masse autour d’une naine rouge - Gliese
436 (30 a-l) dans la constellation du Lion.
L’étoile est une naine rouge de 600 000 km de
diamètre.
La planète détectée est de faible masse (20
masses terrestres). Elle tourne autour de son étoile en 2,6 jours et se trouve à
4 millions de km de celle-ci.
Sa température de surface doit y être de 370°C.
Planète ressemblant à notre Jupiter - HD 70642 (94 a-l), 2
masses de Jupiter, dans la Poupe (magnitude visuelle : 7,18)
Planète ressemblant beaucoup à notre Jupiter. Période de
révolution de 6 ans (3,3 UA), orbite assez circulaire (excentricité de 0,1).
Planète ressemblant à notre Jupiter - GL 777 (HD 190360)
(45 a-l), 1,15 masse de Jupiter, dans le Cygne :
Orbite permettant d'être dans une zone d'habitabilité, dans
une zone (3,65 AU) ressemblant à la zone d'orbite de Jupiter (5,23 AU).
Cette orbite laisse espérer qu'une planète tellurique (ou
plusieurs), pourrait exister plus proche de l'étoile, comme dans le système
solaire.
Planète à très forte excentricité - HD 80606 (190 a-l),
3,41 masses de Jupiter, dans la Grande Ourse (magnitude : 8,93)
Planète ayant une très forte excentricité (0.927). Elle se
rapproche à 5 millions de kms de son étoile, et s'en sépare à plus de 26 fois
(125 millions).
Planète peu massive - HD 49674b (132 a-l), 0,12 masse de
Jupiter, dans le Cocher (magnitude 8,35) :
Au 15/02/2003, HD 49674b est la moins massive des planètes extra solaires. Elle fait au
minimum 38,4 fois la Terre, 0,5 fois Saturne, 0,12 fois Jupiter.
Etoile à planètes multiples (4) - 55 Cancri (44 a-l) dans
le cancer (magnitude 5,95) :
Etoile d'un peu près 5 milliards d'années, située dans la
constellation du Cancer. 4 planètes détectées avec en prime, une ceinture
d'astéroïdes (comme dans le système solaire).
La dernière a été découverte récemment (août 2004) par une
équipe américaine. Elle tourne autour de son étoile en 3 jours (les autres en
15, 44 et 4520 jours) et se trouve à 5.6 millions de km de celle-ci.
La particularité de cette planète se situe dans le fait
qu’elle ne fait que 15 masses terrestres, à la différence de la plupart des
autres découvertes qui atteignent en moyenne 1 masse jovienne (320 masses
terrestres).
Etoile à planètes multiples (3) - Upsilon Andromède (HD
9826)(44 a-l) (magnitude 5,95) :
3 planètes détectées.
Etoile jeune entourée d’un disque de matière - Beta
Pictoris (63 a-l) dans le Peintre :
Etoile jeune (moins de 50
millions d'années, pour une masse de
1,75 masse solaire) accompagnée par un disque circumstellaire.
Le disque qui est visible de la
Terre n’est pas à proprement parlé un disque protoplanétaire, car il est situé
à grande distance de l’étoile. Il a une taille de 30 fois le système solaire.
Par contre il est voilé, ce qui sous-entendrait qu’une planète le déforme. De
plus un disque protoplanétaire ne subsiste que 10 millions d’années, ce qui
veut dire que si planètes il y a, elles sont déjà formées.
Le 10 novembre 1981, la
luminosité de l’étoile a baissé de 3%. Mais l’événement ne s’est pas reproduit
depuis, ce transit ne peut donc pas attester qu’une planète tourne bel et bien
autour de l’étoile.
Ce qui est certain cependant,
c’est que des centaines de comètes « tombent » annuellement sur
l’étoile, comme sur notre Soleil au début de sa vie.
La méthode des vitesses radiales
ne permet pas pour l’instant de détecter des planètes autour de Beta Pictoris
car sa période de rotation interne est trop élevée (100 km/s), mais d’ici
quelques temps, la méthode sera affinée et l’on pourra faire ressortir des
mesures, la présence où non, d’une où plusieurs planètes.
En automne 2004, une équipe de
chercheurs a détecté 3 ceintures d’astéroïdes à respectivement 6, 16 et 30 UA
de l’étoile, ainsi qu’un « trou » à 12 UA trahissant sans doute la
présence d’une planète.
Beta Pictoris n’aura pas une
longévité aussi importante que le Soleil, et même si elle est en train de
fabriquer des planètes « viables », passé un à deux milliards
d’années, elle se transformera en géante rouge et condamnera les éventuelles
planètes qui auront bien voulues se former près d’elle.
Les disques protoplanètaires (ou
circumstellaires), sont de plus en plus nombreux à être découverts, on en
dénombre aujourd’hui plusieurs dizaines susceptibles d’abriter des planètes en
formation (ou même déjà formées). Le problème est qu’on ne peut pas appliquer
la méthode des vitesses radiales car les étoiles sont trop jeunes. Dans un
avenir proche, cette particularité sera prise en compte par la méthode et l’on
pourra faire les mêmes mesures que pour les étoiles plus agées.
Etoile occultée par sa planète - HD 209458 alias Osiris (153 a-l) dans Pégase (magnitude 7,65) :
La planète a été détectée par mesure des vitesses radiales
et par baisse de luminosité (transit) et confirmée rétrospectivement par les
observations d'Hipparcos qui avait bien enregistré les baisses de luminosité de
l'étoile.
Cette exoplanète est l'une des plus étudiée car elle est
"visible" via son transit de 3 jours autour de l'étoile (orbite
située à 6 millions de km) étant donné qu'elle tourne exactement dans le même
plan que la Terre (on détecte donc son passage devant son étoile).
Une planète dans un système à trois étoiles - 16 Cygni (70
a-l) (magnitude 6,2) :
Cette étoile est en fait un système stellaire triple (la
seconde composante est à 700 UA, et la troisième à 100 000 UA).
On se demande si l'excentricité de la planète (0,67) n'est
pas due à présence de la seconde étoile, si loin soit-elle.
Les planètes les plus proches de leur étoile - OGLE-TR-56B,
OGLE-TR-113, OGLE-TR-132, magnitudes supérieure à 14 :
Sont les trois étoiles dont les planètes sont les plus
proches de leur étoile. Elles effectuent une rotation autour de leur étoile en
respectivement 1,2 jours (à 3 millions de km), 1,43 jours (à 3,4 millions de
km) et 1,69 (à 4,5 millions de km)jours.
Une planète dans un système double accompagnée d’une naine
brune - HD 41004 (140 a-l) dans le Peintre ( magnitude : 8,65) :
Deux étoiles en orbite l'une de l'autre, avec autour d'une,
une naine brune et autour de l'autre, une planète de masse jovienne.
Une planète autour d’une étoile supermassive - Iota Draconis (magnitude 3,3, 100 a-l), 8 masses de Jupiter dans le Dragon :
Etoile extrêmement massive, 13 fois supérieure à notre
Soleil.
La planète la plus atypique (orbitant autour d’un couple formé d’un pulsar et d’une naine blanche) :
La planète PSR B1620-26 b est la planète extra-solaire la
plus atypique de toutes les exoplanètes détectées. Elle tourne autour de deux
étoiles mortes, et se situe dans un amas globulaire (M4), endroit où la théorie
interdit la formation de planètes. M4 (constellation du Scorpion) se trouve à
7000 années-lumière de la Terre.
La planète fait 2,5 la masse de Jupiter, se situe à 23 UA
du centre de gravité des 2 étoiles. Elle met 100 ans à en faire le tour.
Un nouveau système solaire :
En mai 2006, une équipe d’astronomes a annoncé la
découverte de trois planètes de 10, 12 et 18 fois la masse de la Terre, c'est à
dire proches de la masse de Neptune. Deux de ces planètes sont probablement
rocheuses, comme la Terre. Ce nouveau système solaire se trouve autour de
l’étoile HD 69830, distante de 41 années-lumière et visible à l’œil nu
(magnitude 6) dans la constellation australe de la Poupe. De plus, ce système
unique, possèderait une ceinture d'astéroïde (détectée préalablement par le
télescope spatial Spitzer en 2005).
Les planètes flottantes :
En 2000, une équipe d’astronome a découvert dans Orion, un
ensemble d’objets de masse planétaires qui n’était pas lié à une étoile.
Autrement dit, des planètes sans étoiles, errant dans l’espace librement.
Depuis, plusieurs autres cas ont été découverts, et notamment en juillet 2006,
quand on a photographié, dans la constellation du serpentaire à 400
années-lumière, Oph1622, une planète double ne laissant aucune équivoque sur leur
nature (masse de respectivement 7 et 14 fois Jupiter). Les premières mesures
indiquent qu'il s'agit d'objets très jeunes, âgés de seulement un million
d'années et séparés de seulement 6 fois la distance du Soleil à Pluton. Ce
nouvel objet met une nouvelle fois à mal le mode de formation des planètes et
rajoute une difficulté supplémentaire aux scientifiques chargés de définir les
modèles de formations planétaires.
Remarques globales :
Avant la détection des planètes
extra-solaires (avant 1996), la cause était entendue, les planètes se formaient
par accrétion de petit corps solides (1 km de diamètre en moyenne). Les
planètes relativement loin de l’étoile (du type Jupiter, Saturne, Uranus et
Neptune) étaient alimentées en plus par le gaz environnant qui n’avait pas été
détruit par le rayonnement violent de la jeune étoile. Elles devenaient
planètes « gazeuses ». Pour les planètes plus proches de leur étoile,
elles devaient se contenter des éléments solides pour se former et devenaient
planètes « telluriques ».
De plus, il fallait, toujours
selon ce modèle, que les chocs de ces planètésimaux, se fassent en douceur,
pour que cette accrétion se fasse dans de bonnes conditions.
Or, la plupart des planètes
extra-solaires découvertes sont à priori des géantes gazeuses très proche de
leur étoile, qui ont donc emmagasiné du gaz lors de leur naissance, ce qui est
impossible à l’endroit où elle se trouve aujourd’hui, elles auraient donc
migré. Mais par quel processus, on ne sait pas …
De plus, des planètes dans des
systèmes doubles (et multiples) ou autour d’étoiles mortes interdisent les
modèles de formation par accrétion (dans le premier cas, la rotation des
étoiles provoque le chaos dans le disque proto-planétaire et les chocs sont
trop violents pour créer des planètes, et dans le second cas, il n’a pas de
matière). Il faut donc faire intervenir une seconde possibilité de création,
l’effondrement gravitationnel (modèle de création des étoiles). Cependant dans
ce cas là, une planète « gazeuse » pourrait se former très rapidement
(entre 10 000 et 100 000 ans), et empêcher tout autre formation de planètes et
surtout de planètes telluriques comme la Terre, qui a besoin de 10 à 20
millions d’années pour se former.
La seule chose dont on soit
certain, c’est que notre système solaire c’est formé par accrétion. Pour
comprendre les autres systèmes, il faudra attendre de nouvelles observations.
Cela nous renvoit à une question de plus en plus fréquente
: le système solaire est-il unique ?