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A la recherche des exoplanètes

Extrait du catalogue des exoplanètes. Si le type d'exoplanète est correct (rocheuse, gazeuse, etc), leur aspect réel ne pourra pas être vérifié tant qu'on n'aura pas été sur place. Donc, jusqu'à preuve du contraire, il est correct ;-) Document T.Lombry.

Des milliards de Terres (I)

Qu'est-ce qu'une exoplanète ? C'est une planète située en dehors du système solaire, dans un autre système planétaire.

Sachant que le système solaire comprend plusieurs planètes et quantité d'autres corps célestes, peut-on découvrir ailleurs dans l'espace des systèmes planétaires équivalents et des exoplanètes à l'image de la Terre ? Cette question a suscité la curiosité des philosophes et des astronomes depuis qu'ils ont levé les yeux vers le ciel sans jamais pouvoir y répondre jusqu'en 1990.

Le philosophe grec Démocrite d'Abdère (460-370 avant notre ère) était un précuseur et un visionnaire en matière de cosmologie. Il défendit la théorie matérialiste et atomiste de l'Univers. Des auteurs comme Anaxarque, Aétius et Hippolyte ont professé ses idées dont nous avons conservé quelques textes. On apprend notamment que Démocrite avait imaginé que l'univers était peuplé d'autres systèmes solaires contenant des planètes rocheuses ou gazeuses, petites ou grandes, en cours de formation ou très âgées, chaudes ou froides, y compris des mondes en collision et même des planètes errantes.

En 1584, le philosophe et écrivain napolitain Giordanna Bruno affirma dans un dialogue de son livre "L'infini, l'univers et les mondes" écrit en italien : "Ce sont donc des soleils innombrables, ce sont des terres infinies, qui tournent pareillement autour d'eux comme nous voyons ces sept circuler près de nous autour du Soleil" (Dialogo Terzo, page 36)

 Mais à force de proposer sans avertissement des idées s'écartant résolument de la pensée canonique jusqu'à imaginer des êtres vivants sur ces terres du ciel et des univers multiples, il fut condamné à mort par l'Inquisition et brûlé vif sur un bûcher en 1600 à 52 ans.

Après des siècles de doute faute de moyens de recherches adaptés, au XXe siècle, après des décennies de recherches infructueuses, finalement les astronomes ont confirmé la théorie de Démocrite : Oui, il existe d'autres systèmes planétaires dans la Galaxie et vraisemblablement au-delà ! Et ils en apportèrent la preuve qui fit à l'époque une forte impression tant dans la communauté scientifique que dans le public.

Dans cet article nous traiterons des sujets suivants :

- Statut, Méthodes, Rappel historique et statistiques, Les exoplanètes telluriques dans la zone habitable, Les exoplanètes telluriques exotiques , cette page-ci

- Alpha du Centaure (Rigil Kentaurus), Proxima du Centaure, p2

- TRAPPIST-1, Teegarden, Tau Ceti, K2-18 b, p3

- La relation masse-rayon, La zone d'habitabilité, Autres exoplanères rocheuses, Les super-Terres, Résolution du casse-tête de la vallée du rayon, Les exoplanètes géantes, Les Hot Jupiters et les systèmes multiples, p4

- Les mini-Neptunes, Les Hot Neptunes, les Ultra-Hot Neptunes, Les planètes chthoniennes, Systèmes planétaires particuliers, Des exoplanètes en dehors de la Galaxie, Quelques exoplanètes sous la loupe, p5

- Les chances de trouver des exoplanètes viables, L'avantage des étoiles naines rouges, Les outils : télescopes spatiaux et radiotélescopes, Aidez les professionnels : Planet Hunters, p6

Statut

En utilisant des télescopes toujours plus puissants, y compris des télescopes spatiaux (voir page 6) et de nouvelles méthodes de détection plus affinées, sur plus de 150000 étoiles étudiées, au 30 novembre 2023 les astronomes avaient identifié 5549 exoplanètes selon le CNRS (et des milliers de candidates) dans 4088 systèmes planétaires dont 887 systèmes contiennent plusieurs exoplanètes. Toutes les exoplanètes sont également recensées dans le catalogue de la NASA (sous forme de tableau). Nous discuterons séparément des planètes errantes.

Chaque mois, plusieurs dizaines de nouvelles exoplanètes viennent enrichir les catalogues. Cet inventaire fait dire à la NASA que sur base statistique "il y a plus de planètes que d'étoiles dans notre Galaxie. Cela signifie qu'il y a plus de mille milliards de planètes dans notre seule Galaxie, dont beaucoup se situent dans la taille de la Terre."

Au 30 novembre 2023, le statut de l'inventaire des exoplanètes confirmées était le suivant :

- Un seul système extrasolaire possède 8 exoplanètes : Kepler 90 alias KOI 351.

- Deux systèmes extrasolaires possèdent 7 exoplanètes : TRAPPIST-1 et Kepler 385.

- Dix systèmes extrasolaires possèdent 6 exoplanètes : Gliese 581, Kepler 11, Kepler 20, Kepler 80, TOI 178, TOI 1136, K2-138, HD 10180, HD 110067 et HD 191939.

- Plus d'une vingtaine de systèmes extrasolaires possèdent 5 exoplanètes : 55 Cancri, TOI 561 (voir plus bas), Kepler-32, ...

- Une cinquantaine de systèmes extrasolaires possèdent 4 exoplanètes : Tau Ceti, Mu Arae, PSR B1257+12 précité, WASP 47, ...

- Au moins 146 systèmes extrasolaires possèdent 3 exoplanètes : Proxima du Centaure, 47 Ursae Majoris, 61 Virginis, ...

- Au moins 450 systèmes extrasolaires possèdent 2 exoplanètes dont bêta Pictoris.

- Des milliers de systèmes possèdent une seule exoplanète détectable depuis la Terre.

Certaines exoplanètes ont été découvertes dans des systèmes stellaires multiples :

- Des systèmes binaires : b Centauri, Kepler 47.

- Des systèmes triples : AB Doradus, Proxima du Centaure, 16 Cygni, HD 188753 (Tatooine), HD 131399 Centauri et LTT 1445.

Enfin, on a découvert au moins une exoplanète de la taille de Neptune possédant un champ magnétique : HAT P-11 b.

Depuis 2010, les astronomes découvrent en moyenne jusqu'à 400 exoplanètes chaque année, essentiellement par des méthodes indirectes : mesure de la vitesse radiale, astrométrie, transit, microlensing, etc. Une dizaine d'exoplanètes seulement ont été découvertes de manière directe, par photographie soit en lumière blanche soit en infrarouge.

A voir : Kepler Orrery IV

Animation des systèmes exoplanétaires

Simulateur 3D : Eyes-on-exoplanets, NASA

Distribution et caractéristiques des principales exoplanètes découvertes par l'observatoire orbital Kepler entre 2009 et 2015. Documents NASA.

Ces exoplanètes sont toutes plus étonnantes les unes que les autres - nous verrons quelques exemples dans les pages suivantes - et les astronomes ont fini par se rendre compte que le système solaire était en fait une anomalie dans l'univers. En effet, la plupart des systèmes exoplanétaires sont différemment agencés du nôtre et loin d'être aussi calmes; il n'y a pas de zone stable avec des planètes rocheuses dites telluriques proche de l'étoile hôte et des planètes géantes gazeuses plus éloignés.

Dans de nombreux systèmes planétaires il existe par exemple des "Jupiter chauds" (Hot Jupiters), certains gravitant très près de leur étoile (et dont la révolution s'effectue en quelques jours. Ailleurs, on découvre des exoplanètes faites de diamant (55 Cancri e), où il pleut des rubis et des saphirs (HAT-P-7 b) ou du verre fondu (HD 189733 b), des exoplanètes où la "glace" est brûlante (Gliese 436 b alias Béhémoth), des mondes en collision (HD 172555 b), des exoplanètes qui sont sur le point d'être englouties par leur étoile et dont l'atmosphère s'évapore (WASP 18 b ou Kepler 91 b) ou encore des exoplanètes qui ont "survécu" à la phase géante rouge de leur étoile mais dont la surface est aujourd'hui calcinée et stérile (V391 Pegasi). Il existe même un système où des "super-Terre" (K2-18 b et c) sont si proches l'une de l'autre qu'il suffit de quelques jours à un vaisseau spatial pour voyager de l'une à l'autre (mais l'une est sans doute trop chaude pour être habitable). Bref, Démocrite avait raison et son intuition dépasse l'entendement !

Méthodes

Comment découvre-t-on une exoplanète ? La détection directe d'exoplanètes telluriques est très difficile à la fois en raison de leur faible luminosité (elles ne font que réfléchir la lumière de leur étoile), leur faible taille et leur faible séparation angulaire par rapport à l'étoile centrale. C'est donc plus par chance qu'on pourrait découvrir une exoplanète par cette méthode.

La méthode de la vitesse radiale

Une bonne méthode pour trouver des exoplanètes dans la zone habitable est de mesurer la vitesse radiale de toutes les étoiles proches, une méthode spectroscopique inventée par les astronomes suisse Mayor et Queloz.

Découvrez des exoplanètes : Planet hunters (application Zooniverse)

A gauche, les mesures Doppler de la naine brune GJ 436 (M2.5V) obtenues à l'Observatoire Keck ont permis d'estimer la vitesse radiale de son compagnon planétaire qui suit un mouvement d'oscillation périodique compatible avec les lois de Kepler sur le mouvement orbital. Sa période est de 2.6 jours, sa vitesse radiale de 18.1 m/s, son excentricité 0.12 (voisine de zéro) pour une masse estimée à 0.067 fois celle de Jupiter ou 1.2 fois celle de Neptune ou encore 21 fois celle de la Terre. La naine brune hôte de 0.42 masse solaire est âgée d'au moins 3 milliards d'années. A droite, la courbe lumineuse du transit de l'exoplanète HAT 18b de 1.98 Mj (en dessous un agrandissement du transit). Documents R.P. Butler et al., 2004 adapté par l'auteur et K.M.Penev et al., 2016.

Cette méthode se base sur l'analyse spectrale et la mesure de l'effet Doppler de l'étoile candidate. Cela permet de détecter toute perturbation dans le déplacement régulier de l'étoile induite par l'attraction gravitationnelle d'une éventuelle exoplanète en orbite autour d'elle. Le déplacement périodique de l'étoile (son accélération et son ralentissement) permet de prédire l'existence d'une exoplanète car sans sa présence l'étoile suivrait une trajectoire non perturbée à vitesse constante dans le ciel. Comme illustré ci-dessus à gauche, l'analyse de son profil doppler permet de calculer la masse, la période et l'excentricité de l'exoplanète. Cette méthode donne d'excellents résultats.

A voir : Transit Method For Detecting Planets, NASA

Simulation de l'oscillation périodique d'une étoile en interaction gravitationnelle avec une exoplanète autour de son centre de masse ou barycentre. Ce mouvement périodique est mesurable dans le spectre de l'étoile dont le déplacement des raies permet de calculer sa vitesse radiale. Ce mouvement permet de prédire l'existence d'une exoplanète et de calculer sa masse, sa période et son excentricité car sans sa présence l'étoile suivrait une trajectoire non perturbée à vitesse constante dans le ciel. Documents NASA.

Notons que l'analyse spectrale est également mise à contribution pour analyser la composition et estimer la température de l'étoile hôte et des exoplanètes. Grâce à une méthode développée au MIT en 2013, on peut également calculer la masse d'une exoplanète par spectroscopie (cf. J. de Wit et S.Seager et en PDF, 2014).

La méthode du transit

Une autre méthode consiste à appliquer la méthode du transit déjà utilisée pour étudier les étoiles binaires à éclipses. L'affaiblissement périodique de la lumière d'une étoile peut avoir une origine intrinsèque liée à son activité propre ou extrinsèque et dans ce cas révéler la présente d'un planète ou de multiples corps en orbite autour d'elle. Mais vues de la Terre, les deux tiers des exoplanètes ne transitent pas devant leur étoile. Il faut donc inventer d'autres techniques pour découvrir ces exoplanètes beaucoup plus difficiles à détecter comme par exemple tirer profit des instruments fonctionnant en interférométrie afin d'augmenter leur pouvoir de résolution. 

A ce sujet, rappelons que "WASP" (Wide Angle Search for Planets) est un consortium international de plusieurs instituts universitaires européens ayant pour but de découvrir des exoplanètes à l'aide de la méthode photométrie du transit. Les chercheurs disposent d'un réseau de télescopes robotisés installés aux quatre coins de la planète et opérationnels depuis 2006. Ils sont secondés par le spectrographe HARPS installé sur le télescope de 3.60 m de l'ESO installé à La Silla au Chili et par divers télescopes spatiaux sont CHEOPS de l'ESA. WASP a déjà permis de découvrir plus de 190 exoplanètes.

On reviendra sur les satellites d'observation en dernière page ainsi que sur les techniques et protocoles de recherches dans l'article consacré à la recherche de planètes habitables.

Rappel historique et statistiques

La première exoplanète fut découverte en 1990 par l'astronome Aleksander Wolszczan aujourd'hui à l'Université d'État de Pennsylvanie et spécialiste des pulsars justement autour du pulsar PSR B1257+12 d'une période de 6.22 ms situé à environ 2314 années-lumière dans Vierge grâce au radiotélescope d'Arecibo. Ce système abrite 3 exoplanètes, la 4e qui ne serait pas plus grande que la Lune n'ayant pas été confirmée. Les trois exoplanètes ont une masse de respectivement environ 0.02, 4.3 et 3.9 M. Il est possible que ce système contienne également une ceinture d'astéroïdes.

A consulter : NASA Exoplanet Archive - Exoplanet Catalog

The first exoplanet ever discovered. A G2 star 1.4 Rs with 1 exoplanet of 0.5J at only 0.05 AU. So close to the sun it should display a faint tail against the dark sky due to the evaporation of its atmosphere. The first exoplanet ever discovered. A G2 star 1.4 Rs with 1 exoplanet of 0.5J at only 0.05 AU.

Entourant une photo (composite RGB) de 51 Pegasi prise dans le cadre du projet DSS2 du STScI en collaboration avec l'ESO et le AAO, deux aspects possibles de 51 Pegasi b transitant devant son étoile de type solaire. Documents T.Lombry et ESO/DSS2.

A part ce cas particulier, la première exoplanète orbitant autour d'une étoile de type solaire (de classe spectrale G) fut découverte en 1995 par les astrophysiciens Michel Mayor et Didier Queloz (tous deux lauréats du prix Nobel de Physique en 2019) de l'Observatoire de Genève en Suisse. Il s'agit de 51 Pegasi b, surnommée "Bellerophon", située à environ 47.9 années-lumière de la Terre présentée ci-dessus. L'annonce fut publiée de la revue "Nature". Cas plutôt rare avec les moyens actuels, l'exoplanète fut découverte en lumière blanche lors de son transit devant l'étoile hôte grâce au télescope de 1.93 m de Haut-Provence (OHP) tandis que les données furent traitées en Suisse.

Sur le plan astrophysique, l'étoile 51 Pegasi est de classe spectral G2 IV et brille à la magnitude apparente de 5.49. Âgée de 4 milliards d'années, sa taille est de 1.2 R et sa masse de 1.11 M. L'exoplanète 51 Pegasi b gravite à 0.052 UA soit à peine 7.8 millions de kilomètres de l'étoile et sa période orbitale est de seulement 4.23 jours. Son rayon est d'environ 1.9 Rj et sa masse de 0.47 Mj. On a découvert du monoxyde de carbone (CO) et de la vapeur d'eau dans l'atmosphère de l'exoplanète qui par ailleurs subit un important effet de souffle et d'évaporation en raison de sa proximité de l'étoile.

Les records

L'exoplanète la plus proche est Proxima b située à seulement 4.24 années-lumière (voir page 2). Vien ensuite l'exoplanète Barnard b découverte en 2018 qui gravite autour de l'étoile de Barnard, une naine rouge (spectre M4 V) de 0.17 M et ~0.18 R de magnitude 9.6 située à seulement 5.96 années-lumière dans la constellation de l'Ophiuchus. Barnard b est une "super-Terre" d'une masse équivalente à 3.2 fois celle de la Terre. Elle boucle sa révolution orbitale en 233 jours à 0.4 UA de distance, au-delà de la ligne de glace où règne une température d'environ -170°C (c'est-à-dire en-dehors de la zone habitable). Notons que c'est la même équipe dirigée par Anglada Escudé de l'Université Queen Mary de Londres qui avait déjà découvert Proxima b en 2016.

Parmi les exoplanètes d'une taille voisine de celle de la Terre, la plus proche est LTT 1445 A c découverte par TESS en 2021. Elle gravite à 1.16 UA d'une naine rouge de classe M agencée en système triple située dans la constellation d'Eridan à 22.4 années-lumière. Elle présente une masse de 1.37 à 1.54 M (avec M = 5.97 x 1024 kg) et un rayon de 1.07 à 1.15 R (avec R = 6371 km). Sa température d'équilibre est de 516 ±28 K soit ~243°C et donc trop chaude pour être hospitalière. Elle est classée parmi les super Terres. On y reviendra.

L'exoplanète la plus éloignée découverte à ce jour est SWEEP 04 qui gravite autour de l'étoile SWEEPS J175853.92−291120.6 située à 27710 années-lumière suivie par SWEEP 11 qui gravite autour de l'étoile SWEEPS J175902.67−291153.5 à la même distance. Elles furent découvertes en 2006 dans la constellation du Sagittaire dans le cadre du programme SWEEPS (Sagittarius Window Eclipsing Extrasolar Planet Search) par la méthode du transit. Leurs caractéristiques restent très imprécises. Il s'agirait d'exoplanètes gazeuses de la taille de Jupiter. Ceci dit, il en existe certainement jusqu'aux limites de la Voie Lactée.

Le record du nombre d'exoplanètes est détenu par Kepler 90 alias KOI 351 découverte en 2013 par la méthode du transit. Le système situé à environ 2545 années-lumière possède 8 exoplanètes. La dernière, Kepler 90 i, fut découverte en 2017 et serait une planète rocheuse de ~1.32 R et chaude (427°C en surface), probablement assez proche de l'aspect de Mercure.

A voir : Le système solaire a trouvé son lointain jumeau

Euronews relayant l'information de la NASA à propos de Kepler 90, 2017

Comparaison entre le système Kepler 90 et le système solaire. Documents NASA adaptés par l'auteur.

L'étoile Kepler 90 de type solaire est de classe spectrale G0 V (contre G2 V pour le Soleil) et de magnitude apparente 12.5 (bande K, infrarouge). On estime son âge à environ 2 milliards d'années. Elle présente une température effective de 6080 K, un rayon de 1.2 R et une masse de 1.02 M.

Kepler 90 est un véritable système solaire en miniature. Comme on le voit ci-dessous, il comprend 3 petites exoplanètes rocheuses (1.19 à 1.32 R) gravitant tout près de l'étoile, entre 0.07 et 0.09 UA, 3 explanètes de taille intermédiaire voisine de celle de Neptune (0.24 à 0.26 Rj) et probablement gazeuses gravitant entre 0.32 et 0.48 UA et 2 grandes exoplanètes gazeuses dont Kepler 90 h qui est la plus éloignée (1.01 UA) et légèrement plus grande que Jupiter (1.02 Rj).

Pour plus d'informations sur ce système, consultez cet article universitaire publiée en 2014.

A gauche, illustration du système Kepler 90. A droite, configuration du système Kepler 90 comparée à d'autres systèmes exoplanétaires multiples. Documents T.Lombry et J.Cabrera et al. adapté par l'auteur.

L'exoplanète ayant l'albedo le plus élevé est LTT 9779 b découverte en 2019. Elle présente un albedo géométrique (sur toute l'étendue du spectre) de ~0.80 contre 0.434 pour la Terre et 0.689 pour Vénus. Elle doit sa forte réflectivité à une couverture nuageuse principalement constituée de silicate mélangés à des métaux comme le titane (cf. S. Hoyer et al., 2023).  On y reviendra en détails quand nous décrirons les Ultra-Hot Neptunes.

L'exoplanète visuellement la plus brillante est Pollux b située à 34 années-lumière dans les Gémeaux qui atteint la magnitude visuelle 1.14. Elle gravite à 1.64 UA de Pollux. Mais on ne peut pas l'observer directement car elle est noyée dans la lumière de son étoile de classe spectrale K.

En revanche, l'exoplanète GU Piscium b située à 160 années-lumière gravite à 2000 UA soit 42" de son étoile. Cette exoplanète d'environ 10 fois la masse de Jupiter est visible en infrarouge comme le montre cette photographie prise avec le CFHT de 3.60 m d'Hawaï combinée avec une image visible prise par le télescope Gemini de 8.10 m de diamètre.

L'exoplanète la plus grande (en rayon) est HD 100546 b découverte en 2005 à environ 320 années-lumière dans la constellation de la Mouche (Musca), près de la Croix du Sud. Elle est ~6.9 fois plus grande que Jupiter pour une masse 20 fois supérieure. Il pourrait donc s'agir d'une naine brune. Mais le flux émis par l'exoplanète et le disque protoplanétaire est trop lumineux pour mesurer sa taille avec précision. Son étoile de type Herbig Ae cataloguée HD 1000546 (KR Muscae) est entourée d'un disque de poussière. Les particules mesures entre 10 et 18 microns et contiennent des silicates vers 17 UA où la température est de 227 K soit -46°C. Cet anneau circumstellaire présente une zone vide qui s'étend entre 40 et 150 UA qui aurait pu être formé par l'exoplanètre géante (cf. D.Fedele et al., 2021).

L'exoplanète la plus massive est le compagnon invisible de la naine brune (type L1.5) DENIS-PJ082303.1-491201 b découverte en 2013 qui est 2.86 fois plus grande que Jupiter et environ 28 fois plus massive ! C'est d'ailleurs la découverte de ce type d'astre qui conduisit en 2018 les astrophysiciens à réviser la définition d'une planète et notamment de leur masse maximale qui est aujourd'hui fixée entre 4 et ~10 fois la masse de Jupiter. A partir de 13 Mj, il s'agit d'une naine brune, une "étoile ratée". On y reviendra.

L'exoplanète la plus légère est Kepler 51 b découverte en 2012 par la méthode du transit à environ 2556 années-lumière qui présente une densité de seulement 0.03 (contre 0.71 pour Saturne), soit similaire à l'ouate.

Illustrations de Kepler 51 b, l'exoplanète présentant la plus faible densité (ρ~0.03) et surnommée "super-puff". Son aspect ouaté est spéculatif. Documents T.Lombry.

Kepler 51 b est une exoplanète de type Neptune de 2.5 M en orbite autour d'une étoile de classe F dont elle effectue la révolution en 45.2 jours à une distance de 0.2514 UA. Sa voisine Kepler 51 d présente une densité de 0.04. Leur faible densité leur vaut d'être classées parmi les exoplanètes "super-puff" (super enflée) et surnommées "fluffy" (duveteuse).

Parmi les autres exoplanètes "fluffy", citons TOI 1420 b qui présente une densité de ~0.08 ±0.02 pour un rayon de 11.9 fois celui de la Terre ou 1.06 fois celui de Jupiter et une masse de ~25.1 fois celle de la Terre ou ~0.079 fois celle de Jupiter.

TOI 1420 b fut découverte en 2023 par une équipe internationale d'astronomes dirigée par Stephanie Yoshida du Centre d'Astrophysique Harvard et Smithsonian grâce au satellite TESS de la NASA par la méthode du transit (cf. S.Yoshida et al., 2023).

Illustration de l'exoplanète TOI 1420 b de faible densité (ρ~0.08). Document T.Lombry.

TOI 1420 b gravite à seulement 0.071 UA soit ~10 millions de kilomètres d'une étoile naine G tardive dont elle effectue la révolution en seulement 6.96 jours. L'étoile hote présente une température effective d'environ 5493 K. La température d'équilibre (température théorique en surface sur base d'un corps noir) de cette exoplanète est d'environ 957 K ou +684°C (contre 255 K ou -18°C pour la Terre). Il s'agit donc d'une Hot Jupiter.

Selon les auteurs, TOI 1420 b est la plus grande planète connue avec une masse inférieure à 50 M, ce qui indique qu'elle contient une enveloppe importante d'hydrogène et d'hélium. Les modèles indiquent que cette planète possède une enveloppe massive constituant environ 82% de sa masse totale. Cela implique une masse centrale de 4 M. Cette proportion suggère aussi que la planète a subi un processus d’accrétion de gaz intense lors de sa formation au cours duquel elle captura une quantité substantielle de matière gazeuse de son disque protoplanétaire.

TOI 1420 b est similaire à l'exoplanète WASP 107b (une super-Neptune chaude peu dense dont l'atmosphère est érodée, cf. A.Dyrek et al., 2023) en termes de masse, de rayon, de densité et de période orbitale, donc une comparaison entre ces deux systèmes peut aider à comprendre les origines des exoplanètes de faible densité.

TOI 1420 b est une excellente cible pour la future caractérisation atmosphérique et dynamique. Dans ce but, le télescope JWST sera certainement mis à contribution pour obtenir son profil spectral.

L'exoplanète la plus dense est Kepler 131 c, une super-Terre de 8.25 M qui présenterait une densité moyenne de 77 mais avec une incertitude également record de 70%. Cette exoplanète découverte en 2014 gravite en 25.5 jours à 0.1684 UA d'une étoile de classe G.

L'exoplanète la plus chaude est KELT 9 b alias HD 195689 b découverte en 2017 située à 650 années-lumière. Elle gravite à seulement 0.035 UA de l'étoile HD 195689 (ou KELT 9), soit 11 fois plus près de son étoile que Mercure ne l'est du Soleil. L'étoile hôte de tclasse A0 présente une température effective de 10170 K soit 1.8 fois plus que le Soleil.

Deux aspects de la Hot Jupiter KELT 9 b Sagittarii dont la température superficielle atteint le record de 4327°C ! Documents T.Lombry.

KELT 9 b est une Hot Jupiter et même "ultra hot". Elle est deux fois plus massive que Jupiter et présente une température d'équilibre d'environ 4327°C (4600 K) sur sa face éclairée. Autrement dit, l'exoplanète est aussi chaude qu'une étoile de classe spectrale K4 ! La face éclairée est tellement chaude que les molécules d'hydrogène fondent littéralement; elles sont dissociées puis dérivent vers la face obscure où elles se recombinent et redistribuent la chaleur (cf. M.Mansfield et al., 2020).

KELT 9 b présente un point chaud décalé d'environ 20° vers l'est par rapport à midi, côté traînant. Cette dérive est inexpliquée. Il se pourrait que l'exoplanète étant extrêmement chaude, l'atmosphère soit très chargée et que les champs magnétiques interfèrent avec le flux de chaleur. Mais les champs magnétiques étant difficiles à modéliser dans les atmosphères planétaires, plus d'études sont nécessaire pour comprendre ce qui passe sur KELT 9 b.

Cette exoplanète atypique reçoit 700 fois plus de rayonnement UVE que le précédent record détenu par l'exoplanète WASP 33 b, également une Hot Jupiter, qui présente une température d'équilibre de 3200°C (et de 1054°C à basse altitude). WASP 33 b gravite autour d'une étoile de classe spectral A5. Ces deux exoplanètes sont ce qu'on appelle des Hot Jupiters, c'est-à-dire des planètes géantes gazeuses chaudes. On y reviendra (cf. page 4).

Citons également la naine brune du système binaire WD 0032-317 dont la face orientée vers l'étoile varie entre ~7000 et 9500°C, soit autant que la température effective d'une étoile de classe A ! On y reviendra.

Enfin, il y a également des exoplanètes rocheuses qui gravitent si près de leur étoile que leur surface est en fusion. C'est le cas de Kepler 78 b située à 407 années-lumière dans la constellation du Cygne découverte en 2013 grâce au Télescope Spatial Hubble. L'étoile hôte de type solaire (classe G) présente un rayon valant 74% de celui du Soleil et une température effective d'environ 5089 K.

A gauche, la Hot Jupiter WASP 33 b dont la température superficielle atteint 3200°C. A droite, la surface en fusion de Kepler 78 b, une exoplanère rocheuse dont la température superficielle atteint 2330 à 3100°C ! Documents T.Lombry.

Kepler 78 b est une exoplanète principalement rocheuse contenant du fer. Elle est ~1.12 fois plus grande et 1.68 fois plus massive que la Terre. Sa particularité est de graviter à seulement 0.01 UA soit 38 fois plus près de son étoile que Mercure ne l'est du Soleil. De ce fait, la température à la surface de Kepler 78 b atteint 2330 à 3100°C. Sachant que le fer fond à 1535°C (cf. ce tableau) et qu'il n'existe que 6 métaux fondant entre 2000 et 3000°C (technétium, hafnium, ruthénium, niobium, molybdène et tantale) et 4 métaux fondant au-dessus de 3000°C (osmium, tungstène, rhénium et carbone), sa surface est totalement à l'état de lave en fusion (cf. A.W. Howard et al., 2013). C'est donc un exemple extrême de planète rocheuse "liquide".

L'exoplanète la plus âgée est PSR B1620-26 b surnommée Mathusalem découverte en 1993 à 12400 années-lumière dans l'amas globulaire M4 situé dans la constellation du Scorpion (à 1.3° à l'ouest d'Antarès). Particularité, cette exoplanète d'environ 2.5 Mj évolue dans un système binaire comprenant un pulsar (PSR B1620-26) de ~1.35 M et une naine blanche (WD B1620-26) de ~0.34 M. L'exoplanète gravite à environ 23 UA du barycentre du système sous une inclinaison orbitale d'environ 55%.

PSR B1620-26 b serait peut-être âgée de 13 milliards d'années, soit plus du double de l'âge de la Terre ! Vu son grand âge, on suppose que cet astre serait gazeux et ne contient que des éléments primordiaux, H, D, He et Li.

L'exoplanète rocheuse la plus âgée est TOI 561 b. L'étoile hôte TOI 561 est de classe G pour une magnitude apparente de 10.2. Elle se situe à 280 années-lumière. Cette étoile appartient à la rare population du disque épais galactique qui se caractérise par des étoiles présentant une très faible abondance en fer ([Fe/H] = -0.41). Son étude fit l'objet d'un article collectif publié dans "The Astrophysical Journal" en 2021.

Illustration du système TOI 561 avec la super-Terre rocheuse TOI 561 b à l'avant-plan et ses quatre compagnes. Document T.Lombry.

Le système comprend 5 exoplanètes. Elles furent découvertes en 2020 au cours de la mission TESS de la NASA par la méthode du transit et furent analysées dans le cadre du sondage TESS-Keck.

La première exoplanète, TOI 561 b est une "super-Terre" rocheuse mesurant ~1.45 R. Sa masse est d'environ 3.2 fois supérieure à celle de la Terre pour une densité d'environ 5.5. Cette exoplanète fut découverte grâce à des moyens photométriques par la méthode du transit au cours duquel elle réduisit la brillance de son étoile hôte de seulement 0.025%.

Les quatre autres exoplanètes gravitent plus loin de l'étoile. Les exoplanètes c et f mesurent environ deux fois le rayon de la Terre mais sont trop légères et trop grandes pour être solides. En revanche, les exoplanètes d et e sont un peu plus grandes que la Terre mais sont très massives et pourraient être rocheuses.

En raison de la composition particulière de son étoile, les chercheurs estiment que la planète rocheuse se forma il y a environ 10 milliards d'années. Autrement dit, des planètes rocheuses se formèrent très tôt dans l'histoire de l'Univers.

L'exoplanète TOI 561 b est inhospitalière. Sa période orbitale est de 0.44 jour soit ~11 heures terrestres et elle gravite à seulement 0.01055 UA soit 1.58 million de km de son étoile hôte, si près que sa température superficielle est supérieure à 1726°C. Elle pourrait donc être couverte d'un océan de magma.

Le système le plus massif abritant une exoplanète est b Centauri alias HR 5471 ou HIP 71865, une étoile double située à 325 années-lumière dans la constellation du Centaure. Elle abrite l'exoplanète b Centauri b qui fut imagée directement au moyen de l'instrument SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch) du VLT en 2019 et 2021. En fait, b Centauri b avait déjà été photographiée plus de 20 ans auparavant par le télescope de 3.6 m de l'ESO, mais elle n'avait pas été reconnue comme une exoplanète à l'époque. Selon l'ESO, l'exoplanète est 10 fois plus massive que Jupiter et gravite à 560 UA du barycentre du couple stellaire.

Le système binaire présente une masse de 6 à 10 M. L'étoile la plus massive nommée b Centauri A est de classe spectrale B2.5 et présente une température effective d'environ 18000 K. Les propriétés de la deuxième étoile, b Centauri B, sont encore incertaines. Le système est âgé d'environ 15 millions d'années et appartient probablement à l'association d'étoiles Upper Centaurus Lupus.

A gauche, image directe de l'exoplanète b Centauri b (fléché) obtenue au moyen de l'instrument SPHERE du VLT. La tache brillante entourée de tavelures est le système stellaire binaire. Le point brillant au-dessus à droite est une étoile de l'arrière-plan. A droite, illustration de l'exoplanète b Centauri b de 10 Mj en orbite autour d'un système binaire de 6 Ms. Documents ESO et ESO/L.Calçada.

Selon les astronomes, la découverte d'une planète dans un système aussi massif remet en question les modèles de formation des planètes. En effet, des études antérieures sur les exoplanètes en orbite rapprochées autour d'étoiles de masse élevée ont révélé que la fréquence des exoplanètes géantes augmente en même temps que la masse stellaire jusqu'à 1.9 M (cf. J.A. Johnson et al., 2010), au-dessus de laquelle leur fréquence diminue rapidement (cf. S.Reffert et al., 2015). Jusqu'à présent, les planétologues en ont déduit que la formation de planètes était entravée autour d'étoiles plus massives, et que les planètes géantes autour d'étoiles dépassant 3 M devaient être rares ou inexistantes.

La découverte de b Centauri b remet en question cette hypothèse et offre un nouveau défi aux planétologues mais cela ne prouve pas qu'elle est fausse. Selon les chercheurs, "Il est peu probable que la planète se soit formée in situ par le mécanisme conventionnel d'accrétion du noyau, mais elle pourrait s'être formée ailleurs et arriver à son emplacement actuel par le biais d'interactions dynamiques, ou pourrait s'être formée par instabilité gravitationnelle" (cf. M.Jason et al., 2021).

Enfin, l'explanète ayant le plus grand système d'anneaux est J1407b, de son nom complet 1SWASP J140747.93-394542.6. L'exoplanète fut découverte grâce au projet SuperWASP, un sondage visant à détecter les exoplanètes géantes gazeuses en transit devant leur étoile hôte. En 2012, Mamajek de l'Université de Rochester et ses collègues ont découvert des éclipses inhabituelles autour de la jeune étoile J1407surnommée "l'objet de Mamajek" et proposèrent qu'elles étaient provoquées par un disque de débris entourant une jeune planète géante ou une naine brune.

L'étoile hôte de J1407 b est une étoile sous-géante orange de classe spectrale K5 IV(e) Li située à ~454 années-lumière du Soleil dans la constellation du Centaure. L'étoile présente une masse de 0.9 M pour un rayon de ~0.95 R. Elle fait partie de l'association Scorpion-Centaure composée principalement d'étoiles massives des types O et B.

Comparée au système solaire, J1407 b est très jeune, âgée de seulement ~16 millions d'années (contre plus de 4.6 milliards d'années pour le système solaire).

Comme illustré ci-dessous, du fait de son extrême jeunesse cette exoplanète a la particularité d'être entourée par un système d'au moins 37 anneaux qui s'étendent dans un rayon de 0.6 UA ou 90 millions de kilomètres (cf. M.A. Kenworthy et E.E. Mamajek, 2022). Ces anneaux présentent une largeur totale 200 fois supérieure à ceux de Saturne !

A voir : This Gigantic Planet Has Rings 200 Times the Size of Saturn’s!

Illustrations de l'exoplanète annelée J1407 b, une super "Saturne" découverte en 2007. Son système d'anneaux est 200 fois plus large que celui de Saturne ! A gauche, la taille de Saturne à la même l'échelle figure au dessus à droite. A droite, occultation d'une étoile par les anneaux survenue en 2007. Documents T.Lombry et Ron Miller.

Comme tous les astres entourés d'anneaux, ceux de J1407 b finiront par disparaître. Ils vont progressivement s'amincir et disparaissent au cours des prochains millions d'années soit en servant de matière première à de nouvelles lunes soit la cavité centrale s'étendra vers l'extérieur en amincissant la largeur des anneaux à mesure que les débris tomberont en spirale sur la planète, comme on le constate de nos jours sur Saturne.

Des saunas cosmiques

Une évaluation basée sur les données des missions Kepler et Gaïa présentée par Li Zeng de l'Université d'Harvard et ses collègues au cours de la Conférence Goldschmidt qui s'est tenue à Boston en 2018 indique qu'environ 35% des exoplanètes connues et plus grandes que la Terre sont riches en eau. Elles se sont formées de la même manière que nos planètes gazeuses (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune). Ces exoplanètes contiennent jusqu'à 50% d'eau en poids (contre 0.02% pour la Terre).

A gauche, aspect d'une exoplanète chaude (> 200°C en surface) saturée d'eau et disposant de terres émergées. A droite, une exoplanète de type Hot Jupiter riche en eau pouvant abriter un monde océanique et dont l'atmosphère est saturée de vapeur d'eau brûlante. Documents Neal Herbert/Smith coll./Gado, Getty Images adapté par l'auteur et ESA/NASA, M.Kornmesser.

La plupart de ces exoplanètes d'au moins 10 M et d'au moins 2.5 R sont probablement des mondes liquides. Mais ne nous réjouissons pas trop vite car ces "water worlds" sont très différents de la Terre et se rapprochent des environnements chauds et vaporeux des paysages d'Islande ou du parc de Yellow Stone comme illustré ci-dessus à gauche. En effet, la température superficielle de ces exoplanètes varie entre 200 et 500°C, ce sont de véritables saunas inhospitaliers, leur atmosphère étant saturée de vapeur d'eau et de gaz toxiques. Selon l'intensité de la gravité et de la pression régnant sur ces exoplanètes, ce brouillard chaud peut s'étendre entre quelques kilomètres et plusieurs centaines de kilomètres d'altitude, formant des bancs plus ou moins denses et recouvre probablement tous les océans. Ces exoplanètes présentent probablement une surface solide mais généralement en profondeur où règne de hautes pressions, formé de couches glacées entourant un noyau rocheux. Bref, bien que ces mondes contiennent de l'eau, ce ne sont pas des lieux idylliques pour des êtres évolués, d'autant que leur atmosphère est souvent irrespirable.

Les exoplanètes telluriques dans la zone habitable

Moins de 10% des exoplanètes cataloguées ont une masse 10 fois inférieure à celle de Jupiter soit < 32 M et un rayon < 2.5 R. Toutes les autres sont plus massives, plus volumineuses et souvent gazeuses. Le nombre d'éventuelles exoplanètes rocheuses ou telluriques reste donc encore relativement faible mais il est loin d'être nul et c'est cela le plus important.

L'exoplanète Kepler 22b de 2.4 masses terrestresfois. Elle pourrait ressembler à la Terre mais rien ne le prouve. Document T.Lombry.

Depuis son lancement en 2009, grâce à Kepler les astronomes ont découvert plus d'une centaine d'exoplanètes de la taille de la Terre gravitant dans la zone habitable autour d'une étoile de type solaire.

On entend par zone habitable, une région planétaire où la température permet la présence d'eau liquide en surface et donc voisine de 0°C. Soulignons que le terme "habitable" ne veut pas dire "habitée" mais qu'elle présente les conditions minimales pour le développement de la vie. Mais ce ne sont peut-être pas des conditions suffisantes.

Une planète située dans la zone habitable peut bien entendu supporter des écarts importants de température variant par exemple sur Mars entre -140°C en hiver au pôle Nord et +27°C à midi en été à l'équateur. La Terre connaît également des écarts de température assez importants entre -98°C sur le sol Antarctique et +56.7°C à Furnace Creek dans la Vallée de la Mort (et jusqu'à 90°C au sol).

Bien que la Terre soit habitable, on se rend bien compte que les températures extrêmes empêchent le développement d'une forme de vie évoluée. Mais ce n'est pas le seul critère qu'il faut considérer.

Pour évaluer objectivement la viabilité d'une exoplanète, les planétologues et les exobiologistes ont proposé plusieurs indices :

- le DI (Detection Index) qui mesure la capacité d'une planète à abriter la vie

- le ESI (Earth Similarity Index) ou indice de similarité avec la Terre

- le PHI (Planetary Habitability Index) ou indice d'habitabilité planétaire

- le BCI (Biological Complexity Index) ou indice de complexité biologique

- le PAR (Photosynthetically Active Radiation) ou indice du rayonnement photosynthétique actif

- le HSI (Habitat Suitability Index) ou indice de qualité de l'habitat

auxquels il faut ajouter le rôle de la chimie atmosphérique et de la dynamique orbitale.

Enfin, il faut placer ces résultats dans l'échelle CoLD proposée en 2021 par les spécialistes de la NASA.

On reviendra en détails sur ces différents indices dans l'article consacré à la recherche de planètes habitables.

Sur base de l'inventaire des exoplanètes, statistiquement on estime que dans notre Galaxie 1 étoile sur 6 abrite une exoplanète rocheuse de la taille de la Terre et peut-être habitable. Sachant que la Voie Lactée contient ~300 milliards d'étoiles et que chaque système planétaire peut abriter plusieurs exoplanètes, cela représente potentiellement au bas mot 50 milliards d'exoplanètes ! Imaginons maintenant qu'il existe de la vie sur une fraction d'entre elles... Cela laisse rêveur.

Les exoplanètes telluriques exotiques

Bien que les astronomes aient découvert des milliers d'exoplanètes, il est difficile de savoir quelles sont exactement les conditions régnant sur ces exoplanètes ou si elles ressemblent vraiment à la Terre. Bon nombre nous paraissent invivables affichant soit des températures infernales en surface soit une atmosphère toxique. Mais la plupart sont apparemment encore plus exotiques affichant un manteau et une croûte composés d'éléments inconnus sur la Terre.

Pour approfondir ce sujet l'astronome Siyi Xu du NOIRLab de la NSF et le géologue Keith Putirka de l'Université d'Etat de Californie à Fresno (Fresno State) ont étudié l'atmosphère d'un échantillon de naines blanches "polluées". Il s'agit d'étoiles naines contenant des éléments lourds étrangers provenant de planètes, d'astéroïdes ou d'autres corps rocheux qui gravitaient autrefois autour de l'étoile mais sont finalement tombés dans la naine blanche et ont contaminé son atmosphère composée originellement uniquement d'hydrogène et d'hélium.

Dans un article publié dans la revue "Nature Communications" en 2021, Putirka et Xu ont examiné 23 naines blanches polluées, toutes situées à environ 650 années-lumière du Soleil, et contenant du calcium, du magnésium, du silicium et du fer. Les auteurs ont ensuite utilisé les abondances mesurées de ces éléments pour reconstituer les minéraux et les roches qui s'étaient formés à partir de ces matières premières et en déduire la composition des corps planétaires rocheux que l'étoile absorba.

Deux exoplanètes a priori habitables mais qui s'avèrent peu adaptées au développement d'une vie complexe. A gauche, une exoplanète dont la pression atteint 400 atmosphères et la pesanteur 10g en surface autour de laquelle gravitent une lune rocheuse désertique et une lune gazeuse. A droite, une exoplanète composée de roches exotiques, moins dures et avec un point de fusion plus bas que les roches terrestres et une importante activité tectonique. Documents T.Lombry.

Les chercheurs ont découvert que les naines blanches polluées pourraient former des planètes dont les compositions seraient beaucoup plus variées que les planètes telluriques du système solaire. En fait, certaines compositions rocheuses sont si inhabituelles que Putirka et Xu ont dû créer de nouveaux noms tels que "pyroxénites de quartz" et "dunites de périclase" pour classer les nouveaux types de roches qui pourraoent exister sur ces exoplanètes. Selon Xu, "Alors que certaines exoplanètes qui évoluaient autrefois autour de naines blanches polluées semblent similaires à la Terre, la plupart ont des types de roches exotiques qui n'ont pas d'homologues directs dans le système solaire."

Selon Putirka, "Certains types de roches que nous voyons dans les données des naines blanches se dissolveraient plus dans l'eau que les roches terrestres et pourraient avoir un impact sur le développement des océans. Certains types de roches pourraient fondre à des températures beaucoup plus basses et produire une croûte plus épaisse que les roches terrestres, et certains types de roches pourraient être moins dures, ce qui pourrait faciliter le développement de la tectonique des plaques."

Des études antérieures sur des naines blanches polluées avaient trouvé des éléments provenant de corps rocheux, notamment du calcium, de l'aluminium et du lithium. Selon Putirka et Xu, il s'agit d'éléments mineurs (qui constituent généralement une petite partie d'une roche terrestre) et les mesures des éléments majeurs (qui constituent une grande partie d'une roche terrestre), en particulier le silicium, sont nécessaires pour vraiment savoir quels types de roches auraient existé sur ces exoplanètes.

De plus, selon Putirka et Xu les niveaux élevés de magnésium et les faibles niveaux de silicium mesurés dans les atmosphères des naines blanches suggèrent que les débris rocheux détectés provenaient probablement de l'intérieur des planètes, du manteau, plutôt que de leur croûte.

A gauche, le tableau 1 des compositions brutes de naines blanches (WD) polluées (NBP) comparées aux corps rocheux du système solaire (Terre, Lune et Mars) et aux étoiles des classes FGKM du catalogue Hypatia (a, b), et à divers types de météorites dont les achondrites du groupe des uréilites qui ont une filiation inconnue (c), ainsi qu'aux roches terrestres, de la Lune, de Mars et les météorites des groupes des sidérites et sidérolites (d). Les données "WD Unc" sont les incertitudes moyennes des compositions des NBP. Mg + Si + Ca + Fe sont normalisés à 100%. En a), b) on constate que les NBP présentent une gamme de compositions beaucoup plus large que celle trouvée parmi les étoiles des classes FGKM. En c), d) on constate que les NBP ne se chevauchent qu'imparfaitement avec les météorites du système solaire, et presque pas du tout avec les roches terrestres, de la Lune ou de Mars. L'étoile naine polluée WD1041+092 affiche l'abondance en calcium la plus élevée parmi l'échantillon de NBP, mais comme on le voit en d), elle ne peut pas être une candidate pour la croûte continentale car son abondance est très éloignée des roches granitiques qui caractérisent ces types de croûte. En d), MORB = Basalte de la crête médio-océanique. A droite, le tableau 2 des compositions brutes des exoplanètes silicatées (BSP = manteau+croûte) établies à partir des NBP comparées aux compositions des silicates des planètes telluriques et des exoplanètes BSP déduites des étoiles du catalogue Hypatia, ainsi que des roches du manteau de la Terre (péridotites et pyroxénites) et en b) les roches crustales de la Terre, de la Lune et de Mars. Sol = Soleil. MgO + SiO2 + CaO + FeO sont normalisés à 100%. Les BSP sont des NBP lorsque les noyaux métalliques sont retirés de ces étoiles à partir du tableau 1 afin de permettre une comparaison avec les compositions en silicate des planètes telluriques. En b), les roches continentales terrestres correspondent assez mal aux fractions de silicates des NBP. En a), b) on constate que les roches du manteau terrestre correspondent aux fractions silicatées des NBP. Une seule NBP correspond à la masse de silicate de la Terre (en bleu); la plupart des NBP contiennent des éléments qui ne correspondent à aucun type de roches dominant sur les planètes telluriques du système solaire. Document K.D. Putirka et S.Xu (2021).

Certaines études antérieures sur des naines blanches polluées ont signalé des signes d'existence d'une croûte continentale sur les planètes telluriques qui gravitaient autrefois autour de ces étoiles, mais Putirka et Xu n'ont trouvé aucune preuve de roches crustales. Cependant, les observations n'excluent pas complètement que les exoplanètes aient une croûte continentale ou d'autres types de croûte. Selon Putirka, "Nous pensons que si la roche crustale existe, nous ne pouvons pas la voir, probablement parce qu'elle est présente en trop petite fraction pour être mesurée par rapport à la masse des autres composants planétaires, comme le noyau et le manteau."

Ces découvertes obligèrent également les auteurs à proposer certaines hypothèses et à se poser de nouvelles questions : "Étant donné que le Si et le Fe varient avec le rayon galactique de plusieurs ordres de grandeur, la poursuite de ces analyses pourrait bien montrer que certaines parties de la Galaxie sont plus disposées à former des planètes semblables à la Terre que d'autres". Ils considèrent également que "Les études sur les exoplanètes nous obligent à faire face à des questions encore non résolues pour savoir pourquoi la Terre est si différente de ses voisines planétaires immédiates, et si de tels contrastes sont typiques ou inévitables."

Passons à présent en revue quelques exoplanètes telluriques proches et particulièrement intéressantes dont les systèmes d'Alpha du Centaure (Rigil Kentaurus), TRAPPIST-1, Teegarden et Tau Ceti avant de décrire la relation masse-rayon, les Hot Jupiters (p4) et les Hot Neptunes (p5) parmi d'autres sujets.

Prochain chapitre

Alpha du Centaure, Rigil Kentaurus

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