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A la recherche des exoplanètes

L'exoplanète Kepler 22b est 2.4 fois plus grande que la Terre et gravite dans la zone habitable autour d'une étoile solaire de type G située à quelques 600 années-lumière de la Terre. Mais aucune donnée ne permet à ce jour de conclure que cet astre ressemble à la Terre comme le présume cette iillustration. Documents T.Lombry.

Des milliards de Terre (I)

Sachant que le système solaire comprend 8 planètes, une planète naine 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 ?

Après des siècles de doute faute de moyens de recherches adaptés puis, au XXe siècle, après des décennies de recherches infructueuses, finalement les astronomes ont obtenu la réponse qu'ils attendaient : 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 grosse impression tant dans la communauté scientifique que dans les clubs fermés plus spirituels.

Méthodes

Comment découvre-t-on une exoplanète ? S'il a fallut aussi longtemps pour découvrir ces fameuses exoplanètes qui se comptent aujourd'hui par milliers, c'est parce qu'à l'exception d'une poignée d'astres identifiés visuellement ou en infrarouge, la plupart des exoplanètes ont été découvertes de manière indirecte soit par la méthode de la vitesse radiale soit par la méthode du transit. De quoi s'agit-il ?

La méthode de la vitesse radiale consiste à mesurer par des moyens spectroscopiques les variations de vitesse de l'étoile hôte dont le centre de masse peut osciller périodiquement autour de son axe sous l'effet des perturbations gravitationnelles engendrées par un corps massif gravitant autour d'elle. Mais cette méthode indirecte permet uniquement d'estimer la masse de l'exoplanète. 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.

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, toutes les 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. On reviendra sur ces techniques et protocoles de recherches dans l'article consacré à la recherche de planètes habitables.

Rappel historique

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 n'ayant pas été confirmée. Les trois expolanètes 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 part ce cas particulier, la première exoplanète orbitant autour d'une étoile de type solaire fut découverte en 1995 par les astrophysiciens Michel Mayor et Didier Queloz 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-dessous. 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 type 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.

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.

En utilisant des télescopes toujours plus puissants, y compris des télescopes spatiaux comme Corot et surtout Kepler et des méthodes de détection plus affinées, sur plus de 150000 étoiles étudiées, en septembre 2017 les astronomes avaient identifié 3671 exoplanètes dans 2751 systèmes planétaires dont 616 systèmes contiennent plusieurs exoplanètes. Chaque mois, de nouvelles exoplanètes viennent enrichir les catalogues.

Depuis son lancement en 2009, grâce à Kepler les astronomes ont découvert plus d'une centaine d'exoplanètes de la taille de la Terre. Tous ces astres gravitent dans la zone habitable autour d'une étoile de classe spectrale G, K ou M.

En moyenne, chaque année les astronomes découvrent une vingtaine d'exoplanètes, 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. Toutes les exoplanètes sont recensées dans les catalogues de la NASA et du CNRS.

Moins de 10 % des exoplanètes cataloguées ont une masse 10 fois inférieure à celle de Jupiter. Le nombre d'éventuelles exoplanètes telluriques reste donc encore relativement faible.

Sur l'ensemble des systèmes planétaires connus, à ce jour deux systèmes seulement ont un cortège de 4 exoplanètes : le pulsar B1257+12 précité et Mu Arae tandis que le système de 55 Cancri contient 5 exoplanètes, la dernière ayant été découverte en 2007. Le record du nombre d'exoplanètes est détenu par trois systèmes qui possèdent chacun 7 exoplanètes :  HD 10180, Kepler-90 alias KOI-351 et Trappist-1.

A voir : Kepler Orrery IV

Animation des systèmes exoplanétaires

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

Les records

Dans la liste des records, l'exoplanète la plus proche est Proxima b située à seulement 4.22 années-lumière (voir-ci-dessous) tandis que la plus éloignée dans notre Galaxie est SWEEP-11 située à 27710 années-lumière (8500 pc) du Soleil mais il en existe certainement jusqu'aux limites de la Voie Lactée.

L'exoplanète la plus brillante est Pollux b située à 34 années-lumière qui atteint la magnitude visuelle 1.14. Elle gravite à 1.64 UA de Pollux. On ne peut donc pas l'observer 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'Hawaii combinée avec une image visible prise par le télescope Gemini de 8.10 m de diamètre.

Enfin, l'exoplanète la plus chaude est KELT-9b découverte en 2017 située à 650 années-lumière. Cet astre deux fois plus massif que Jupiter présente une température d'environ 4600 K sur sa face exposée à l'étoile cataloguée HD 195689 (ou KELT-9), cette dernière ayant une température effective de 10170 K. L'exoplanète est aussi chaude qu'une étoile de classe spectrale K4 ! Cette exoplanète atypique reçoit 700 fois plus de rayonnement EUV que le précédent record détenu par l'exoplanète WASP-33b qui présente une température de 3027 K au niveau de sa stratosphère et de 1327 K à plus basse altitude. Ces deux exoplanètes sont ce qu'on appelle des "Jupiter chauds" (Hot Jupiter).

Les exoplanètes telluriques dans la zone habitable

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. Cet astre 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 -89.2°C à Vostok en Antarctique à +56.7°C à Furnace Creek au Groenland et régulièrement plus de 50°C sous les Tropiques.

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

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

- l'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.

On y reviendra dans l'article consacré à la recherche de planètes habitables.

Passons à présent en revue quelques exoplanètes telluriques particulièrement intéressantes.

Proxima b

Bien entendu, l'exoplanète la plus proche du système solaire mérite la préséance. L'histoire de la découverte de Proxima b du Centaure s'est échelonnée sur 10 ans. Compte tenu des moyens actuels, c'est un délai relativement long quand on sait que cette exoplanète est d'une magnitude relativement brillante et qu'elle fut observée avec les télescopes les plus puissants du monde. Compte tenu de la proximité de cette exoplanète et des difficultés rencontrées pour la débusquer, il est intéressant de détailler l'histoire des recherches qui conduisirent à sa découverte.

D'abord une rectification de la nomenclature. En 2016, l'UAI modifia le nom de l'étoile "Alpha du Centaure" (α Centauri) désigné par l'astronome Johann Bayer au XVIIe siècle dans son atlas céleste "Uranometria" (1603) et lui assigna le nom de "Rigil Kentaurus". En fait, ce nom n'est pas nouveau car depuis des siècles α Centauri s'appelle également "Rigel kent" diminutif de "Al Rijl al Kentaurus" signifiant "la jambe du centaure" par référence à la mythologie grecque mais ce nom était peu usité tout comme ses autres dénominations d'origine arabe "Toliman" et "Bungula".

Rigil Kentaurus se situe donc dans la constellation du Centaure (A.D. 14h 39m 35.88s, Décl. -60° 50' 13.4"). Elle brille à la magnitude visuelle de 0.01 pour une magnitude absolue de +4.3. Elle culmine dans le ciel de l'hémisphère Sud au mois de mai. C'est un système triple qui fut découvert par Robert Innes en 1915. Rigil Kentaurus est une étoile double. La composante A est une étoile naine jaune très similaire au Soleil de classe spectrale G2V qui présente une masse de 1.1 M, un rayon de 1.227 R et une luminosité de 1.5 L pour une température effective de 5800 K. On estime que cette étoile est âgée entre 4.8 et 6.8 milliards d'années. La composante B est une étoile naine orange de classe spectrale K1V qui présente une masse de 0.907 M, un rayon de 0.865 R et une luminosité d'environ 0.5 L pour une température effective de 5260 K. On estime que cette étoile est également âgée entre 4.8 et 6.8 milliards d'années. Ces deux étoiles sont accompagnées par une troisième composante, la fameuse étoile Proxima du Centaure.

On découvrit assez rapidement que Proxima du Centaure était l'étoile la plus proche du système solaire, qu'on situe aujourd'hui à 1.3 pc ou 4.243 années-lumière (parallaxe de ~768 mas) contre 4.367 années-lumière pour Rigil Kentaurus. Proxima du Centaure dont on voit une image ci-dessous est une étoile naine rouge de 0.12 M et de classe spectrale K5 qui se situe sur la Séquence principale et très active, présentant notamment un vent stellaire très puissant et d'importantes et gigantesques éruptions de matière.

L'étoile Proxima du Centaure photographiée en 2013 au moyen du Télescope Spatial Hubble.

En 1996, dans le cadre d'une étude de six étoiles naines brunes proches de classe spectrale M, Al Schultz du STScI et son équipe utilisèrent le spectrographe FOS du Télescope Spatial Hubble utilisé comme caméra coronographique pour étudier Proxima du Centaure. Suite à cette étude, deux ans plus tard ils annoncèrent dans la revue "The Astronomical Journal" avoir observé un excès de lumière à 0.5" de Proxima du Centaure. Sur une période de 103 jours, ce point lumineux se déplaça sur le fond du ciel, laissant penser qu'il pourrait s'agir d'une exoplanète. Observé en lumière rouge, l'objet semblait distant d'environ 0.5 UA de l'étoile et paraissait environ 7 magnitudes plus faibles que celle-ci (Mv ~18). A l'époque, la période de révolution de cette éventuelle exoplanète était estimée à plus ou moins 1 an.

Mais en 1998, les astronomes David Golimowski de l'Université Johns Hopkins et Daniel Schroeder du Beloit College furent incapables de détecter l'éventuelle exoplanète dans les images prises par la caméra grand champ WFPC2 du Télescope Spatial Hubble; il n'existait rien entre 0.12 et 1.1 UA de Proxima du Centaure.

En 1999, une analyse astrométrique (mesure de positions) conduite par Fritz Benedict de l'Observatoire McDonald et ses collègues ne trouva aucune preuve de l'existence d'une exoplanète de plus de 0.8 Mj et d'une période comprise entre 1-1000 jours autour de Proxima du Centaure.

En résumé, si toutes ces observations furent négatives, elles apportaient de nouvelles contraintes très utiles : s'il existait une exoplanète, elle devait soit évoluer à moins de 0.12 UA et être peu massive soit évoluer à plus de 1.1 UA et être aussi massive que Jupiter.

En 2012, l'équipe dirigée par Guillem Anglada-Escudé de la Carnegie Institution de Washington publia les résultats d'une étude des mesures Doppler réalisées grâce au spectromètre HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) installé sur le télescope de 3.6 m de l'Observatoire de La Silla de l'ESO. Grâce à un nouvel algorithme d'analyse, les auteurs avaient détecté un signal très marginal d'une période de 5.6 jours mais qui ne permit pas de confirmer l'existence d'une exoplanète autour de Proxima du Centaure.

Finalement en 2014, dans le cadre d'une étude à long terme des étoiles proches du Soleil, une équipe dirigée par John Lurie de l'Université de Washington publia les résultats de près de 13 années de mesures astrométriques de Proxima du Centaure réalisées par les astronomes de l'Observatoire du CTIO. Ces résultats montraient l'existence possible d'un astre de la masse de Jupiter ayant une période de révolution comprise entre 2-12 ans. Cette exoplanète graviterait donc au-delà de 1 UA et loin en dehors de la zone habitable. A ce jour, cette éventuelle exoplanète géante n'a pas été découverte.

A gauche, photo d'Alpha du centaure Aet B et de Proxima b orbitant autour de Proxima Centauri. A droite, illustration de l'anneau de poussière découivert en 2017 grâce à ALMA. Documents Babak Tafreshi/DSS2/Davide de Martin/Mahdi Zamani et ESO.

En parallèle, les astronomes ont étudié la deuxième composante du système triple, Alpha du Centaure B située à 4.37 années-lumière soit 0.13 année-lumière ou 9800 UA de Proxima du Centaure. En 2012, Xavier Dumusque de l'Observatoire de Genève en Suisse et son équipe de l'ESO annonçèrent la découverte d'une exoplanète d'une période de 3.24 jours. Toutefois, selon une étude publiée en 2015 par Vinesh Rajpaul et ses collègues de l'Université d'Oxford, il s'agissait en fait d'un signal fantôme dans les données originales.

Finalement, l'existence d'une ou deux éventuelles exoplanètes dans le système du Centaure n'a jamais été validée. Aussi, dans le cadre d'une nouvelle campagne intitulée "Pale Red Dot", les astronomes ont eu la bonne idée réexaminer ce système triple début 2016.

Cet examen suscita des rumeurs dont le magazine allemand "Der Spiegel" se fit l'écho. Le journaliste cita une source anonyme qui prétendait travailler avec une équipe d'astronomes de l'ESO à La Silla, déclarant qu'une exoplanète aurait été découverte autour de Proxima du Centaure en 2016. Et de fait, après la période habituelle d'embargo, le 24 août 2016, au cours d'une conférence de presse l'ESO annonça la découverte d'une exoplanète tellurique autour Proxima du Centaure : Proxima b.

Puis en novembre 2017, l'ESO annonça la découverte par l'équipe de Gillem Anglada du CSIC d'Andalousie en Espagne d'un anneau de poussière autour de Proxima Centauri qui fut découvert grâce au réseau submillimétrique ALMA. L'anneau s'étend jusqu'à quelques centaines de millions de kilomètres de Proxima Centauri et sa masse totale est d'environ un centième de la masse de la Terre. Ses parties internes et externes sont similaires à la Ceinture d'astéroïdes du système solaire. La température de sa composante interne est d'environ -230°C, similaire à celle de la Ceinture de Kuiper du système solaire, mais sa composante extérieure qui est dix fois plus éloignée est encore plus froide.

Illustrations de l'exoplanète Proxima b orbitant autour de Proxima du Centaure, une étoile naine rouge située à 4.3 a.l. agencée en système triple. Documents T.Lombry.

La masse de Proxima b vaut environ 1.3 fois celle de la Terre et elle gravite à 0.05 UA soit 7 millions de kilomètres de Proxima du Centaure, l'équivalent de 5 % de la distance Terre-Soleil ou 10 % de la distance Mercure-Soleil. Contrairement à ce qu'on pourrait penser, cette proximité ne veut pas dire que sa température de surface est élevée car le rayon de l'étoile naine vaut seulement 1/10e de celui du Soleil et sa luminosité est 1000 fois plus faible. Proxima b gravite donc dans la zone habitable de Proxima du Centaure et tellement près de l'étoile qu'elle boucle sa révolution en 11.2 jours. Proxima b reçoit toutefois 100 fois plus d'énergie que la Terre.

Proxima b présente une rotation synchrone, c'est-à-dire qu'elle présente toujours la même face à son étoile. Si nous savons déjà que cette exoplanète est rocheuse avec un rayon minimum de 0.94 R (avec R = 6371 km) soit 5989 km et un rayon maximum de 1.40 R soit 9819 km. En considérant sa taille minimale et une masse de 1.1 M, sa composition pourrait être similaire à celle de Mercure, avec un noyau métallique représentant 65 % de la masse de l'exoplanète (contre 32.5 % pour la Terre) entouré d'un manteau rocheux de silicates séparé en deux phases. La limite entre les deux matériaux se situerait vers 1500 km de profondeur.

A gauche, diagramme masse-rayon comparant les positions de plusieurs exoplanètes connues à celles de planètes du système solaire. Les courbes correspondent à certaines compositions spécifiques utilisées dans le modèle de structure interne utilisé par l'équipe de Bastien Brugger du Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (LAM). La zone d’existence de Proxima b, dessinée en gris, prend en compte l’incertitude sur sa masse minimale et ses différentes compositions possibles. La masse réelle de Proxima b peut aussi se trouver au-delà de cette zone grisée. A droite, comparaison des deux cas extrêmes de modélisation de Proxima b comparés à la Terre. A gauche, le plus grand rayon autorisé (65 % de noyau métallique, entouré d’un manteau rocheux séparé en deux phases) et à droite, le plus grand rayon autorisé (50% de manteau rocheux entouré d’une couche d’eau sous forme solide puis liquide). Documents B.Brugger et al./LAM/CNRS (2016).

Nous ignorons encore la nature de sa surface, si Proxima b dispose d'étendues liquides, de surfaces glacées ou désertiques. Parmi les modèles testés par l'équipe du planétologue Bastien Brugger du Laboratoire d'Astrophysique de Marseille (LAM) en collaboration avec Jonathan I. Lunine de l'Université Cornell, Proxima b pourrait être une "planète océan" avec un océan couvrant toute sa surface et une eau de nature similaire à celle que pourraient avoir certaines lunes de Jupiter ou de Saturne.

Si sur Terre la masse d'eau ne dépasse pas 0.05 % de la masse de la Terre, si on considère cette fois que Proxima b mesure 8920 km de rayon, pour une masse de 1.46 M le manteau rocheux représentait 50 % de la masse et serait entouré d'eau à l'état solide puis liquide représentant également 50 % de la masse. Dans ce cas, Proxima b serait couverte d'un océan liquide de 200 km de profondeur. Dans les abysses la pression serait tellement élevée que l'eau se transforme en solide, en glace, avant d'arriver à la limite avec le manteau situé à 3100 km de profondeur. Dans ces conditions extrêmes, une fine atmosphère gazeuse pourrait envelopper l'exoplanète, rendant Proxima b habitable.

Ceci dit, d'autres scénarii indiquent que Proxima b pourrait avoir subit les effets néfastes des rayons ultraviolets et X de son étoile chaude bien plus active que le Soleil. Dans ce cas, la surface de l'exoplanète serait totalemenrt désertique et sèche et sa taille serait un peu plus faible que dans le cas d'une planète océan.

Il ne fait aucun doute que Proxima b fera l'objet de nombreuses recherches dans les prochaines années. La mesure des abondances stellaires en éléments lourds (Mg, Fe, Si, etc.) permettra notamment de restreindre les compositions possibles de Proxima b tout en permettant de déterminer plus précisément son rayon.

On peut même certifier que le jour où des télescopes optiques de plusieurs dizaines de kilométriques de diamètre seront opérationnels (dans l'espace ou sur la Lune), les astronomes auront la possibilité d'observer directement des détails de son atmosphère ou de sa surface.

Nous reviendrons sur l'étoile Proxima du Centaure dans l'article consacré à la diversité des étoiles en particulier à propos des naines rouges.

Tau Ceti

Le disque de débris entourant Tau Ceti découvert en 2004 grâce à l'instrument SCUBA du JCMT. Document J.Greaves et al./JCMT/JAC.

Cette fameuse étoile qui est citée dans plusieurs romans et films de science-fiction (Isaac Asimov, "Les Cavernes d'Acier", 1954; Larry Niven, "A Gift from Earth", 1968; Nicholas Meyer/Gene Roddenberry, "Star Trek II: La Colère de Khan", 1982, etc.) a fait rêver les romanciers mais la réalité est peut-être moins idyllique qu'on l'imagine.

Tau Ceti est située à 11.9 années-lumière dans la constellation de la Baleine. C'est une étoile jaune de magnitude apparente 3.5. C'est la 44e étoile la plus proche du Soleil et la 22e si on ne compte que les étoiles brillantes (Mv < 14) et naines. C'est une étoile solaire de type spectral G8V qui présente une température effective estimée à 5344 K, une masse d'environ 0.783 M et une luminosité de 0.52 L. Les mesures réalisées avec le VLT confirment que Tau Ceti présente environ 82 % de la taille du Soleil. Sa masse vaut 306 M et son diamètre représente 83 fois celui de la Terre.

Sa métallicité qui est un très bon indicateur de son évolution et de son âge indique un rapport [Fe/H] = -0.50 soit trois fois inférieur à celui du Soleil. Selon les modèles, Tau Ceti serait âgée d'environ 7.6 à 10 milliards d'années.

Le 6 juillet 2004, Jane Greaves alors à l'Université de St Andrew et ses collègues utilisant l'instrument SCUBA (Submillimetre Common-User Bolometer Array) du Télescope James Clerck Maxwell de 15 m de diamètre du Joint Astronomy Center d'Hawaï ont détecté en infrarouge un disque de poussière relativement étendu et dense autour de l'étoile. Ce disque dont une image est présentée à droite forme un anneau qui s'étend entre environ 10 et 55 AU sous une inclinaison de 60 à 90° par rapport à la ligne de visée de l'observateur. Il est donc plus étendu que la Ceinture de Kuiper du système solaire.

Situé à bonne portée des instruments astronomiques, Tau Ceti a fait l'objet de nombreuses études depuis le lancement du télescope spatial Herschel en 2009 et peu après de l'installation du réseau submillimétrique ALMA opérationnel au Chili depuis 2011, ce qui a permis de cartographier le disque avec une résolution spatiale de 1" soit ~4 UA. Comme on le voit ci-dessous, à cette résolution on découvre que le disque comprend surtout des poussières chaudes et des débris froids provenant des collisions entre les comètes et les astéroïdes.

Cartographie en lointain infrarouge de l'anneau protoplanétaire entourant Tau Ceti Documents S.M.Lawler et al./Herschel.

Les analyses ultérieures ont permis de découvrir 5 exoplanètes dans la région interne de Tau Ceti dont b, c, d, e entre 0.10 et 0.55 UA et f à 1.35 UA. Leur masse varie entre 2.00 et 6.67 fois celle de la Terre. Parmi celles-ci, Tau Ceti e (4.239 M à 0.70 UA) et f (6.67 M à 1.26 UA) sont respectivement aux limites inférieure et supérieure de la zone habitable mais elles sont probablement intensément bombardées (10 fois plus que la Terre) par les objets provenant du disque massif de débris dispersés.

Si apparemment l'exoplanète Tau Ceti f paraît favorable à la vie, les modélisations infirment le bon sens. En effet, pour revenir à la métallicité de Tau Ceti dont les éléments chimiques se retrouvent dans son cortège planétaire avec des proportions qui dépendent de leurs interactions originelles avec le disque et de leur distance à l'étoile, on constate que le rapport [Mg/Si] = 1.78 soit 70 % de plus que celui du Soleil (où [Mg/Si] = 1.05 à 1.22, cf. cet article). Ce rapport concerne les deux éléments les plus importants qu'on retrouve dans les roches terrestres. Une valeur élevée signifie que la minéralogie de ces exoplanètes est assez différente de celle de la Terre.

Le système Tau Ceti. A gauche, les 5 exoplanètes situées entre 0.10 et 1.35 UA. A droite, le disque de débris situé entre environ 10 et 55 UA de l'étoile. Documents T.Lombry.

Selon une étude publiée en 2015 par Michael Pagano en postdoc à l'Université d'Arizona et ses collègues, sachant que si Mg/Si ~ 2 le manteau est presque entièrement composé d'olivine minérale, (Mg, Fe)2SiO4, avec très peu ou pas du tout de pyroxène, (Mg,Fe)(Al,Si)O3, il est fort possible que les couches peu profondes du manteau de ces exoplanètes soient dominées par l'olivine et contiennent même de la ferropériclase, (Mg, Fe)O, un minéral qui domine dans le manteau inférieur de la Terre (entre 700-3000 km de profondeur). Sachant que la ferropériclase est beaucoup moins visqueuse et donc plus fluide et s'écoule facilement, le magma du manteau devrait se déplacer plus facilement, avec des conséquences peut-être importantes sur le volcanisme et la tectonique à la surface de ces astres, de tels processus ayant déjà un impact significatif sur l'habitabilité sur Terre.

Le monde qui en résulte pose des défis pour le développement de la vie et certainement pour sa détection (indice DI et biosignatures). Selon les chercheurs, le cycle géochimique est sans doute plus rapide sur Tau Ceti f en particulier que sur Terre et pourrait entraver la formation de molécules organiques à partir des composés atmosphériques.

Sang-Heon Shim qui participa à cette étude souligne que "cela nous rappelle que les processus géologiques sont fondamentaux pour comprendre l'habitabilité d'une planète".

De plus, selon les modèles planétaires étudiés par Pagano, au cours de l'évolution de Tau Ceti, comme ce fut le cas dans le système solaire (cf. la migration planétaire), à mesure que l'étoile est devenue plus lumineuse, l'exoplanète f s'est déplacée vers la zone habitable, un processus qui remonte à moins d'un milliard d'années. Si en soit c'est très loin dans le passé, c'est très récent en terme d'évolution cosmique. En effet, rappelons que sur Terre la vie est apparue il y a moins de 4 milliards d'années et il fallut attendre 2 milliards d'années pour que l'atmosphère crée des conditions viables détectables depuis l'espace (oxygène, plancton, végétation, etc.).

En résumé, les deux exoplanètes évoluant dans la zone habitable de Tau Ceti pourraient être habitables, mais peu susceptibles de produire des signes de vie détectables dans leur atmosphère. La vie ne serait pas nécessairement absente, mais la détection nécessiterait une étude approfondie de leur évolution planétaire. On ne sera donc pas étonné que les conclusions des astronomes sont pessimistes quant aux conditions éventuelles de vie sur l'une de ces exoplanètes, ce que confirma Fabo Feng de l'Université de Hertfordshire et son équipe dans une nouvelle étude publiée en 2017.

Trappist-1

Dans le cadre du projet SPECULOOS (Search for Habitable Planets EClipsing ULtra-COOl Stars), grâce au télescope TRAPPIST (TRAnsiting Planets and PlanetesImals Small Telescope) exploitant un télescope robotisé de seulement 60 cm de diamètre installé à l'observatoire de l'ESO à La Silla, en 2016 une équipe internationale d'astronomes dirigée par Michaël Gillon de l'Université de Liège (voilà d'où viennent ces surnoms humoristiques bien belges !) découvrit 3 exoplanètes telluriques autour de l'étoile naine froide Trappist-1 de magnitude 18.8 située à 39.5 années-lumière de la Terre dans la constellation du Verseau. En 2017, grâce au télescope spatial Spitzer, les astronomes découvrirent quatre nouvelles exoplanètes dans ce système, totalisant comme nous l'avons évoqué 7 exoplanètes.

Ces exoplanètes dont la masse varie entre environ 0.086 et 1.63 M (seule Trappist-1c est un peu plus grande que la Terre) évoluent très près de leur étoile, entre 0.011 et 0.06 UA (contre 0.357 UA pour Mercure). De ce fait, en vertu des lois de Kepler, leur période de révolution est très rapide, variant entre 1.5 et 20 jours seulement contre 1 an pour la Terre et 88 jours pour Mercure.

A voir : NASA & TRAPPIST-1, 2017

Les Speculoos de l'espace - Si tu écoutes le sketch

A consulter : Portail TRAPPIST, U.Liège

A gauche, tableau récapitulatif des exoplanètes du système Trappist-1 situé à 39.5 a.l. dans le Verseau. Il possède 7 exoplanètes telluriques gravitant autour d'une étoile naine brune de ~2550 K. La surface des exoplanètes serait partiellement couverte d'eau liquide. Les 3 exoplanètes Trappist-1e, f et g sont situées dans la zone habitable et pourraient posséder chacune un océan sous certaines conditions atmosphériques à confirmer, d'où le parallèle avec le système solaire. A droite, ilustrations artistiques du système vue depuis l'une des exoplanètes habitables. Documents NASA adapté par l'auteur et ESO/M.Kornmesser.

C'est la première fois dans l'histoire de l'astronomie que les astronomes peuvent étudier directement l'atmosphère d'exoplanètes telluriques. En effet, généralement les astres sont tellement éloignés et pâles que les étudier avec nos moyens actuels relève de l'utopie. Dans ce cas-ci, les astronomes peuvent analyser leur atmosphère, déterminer les quantités d'hydrogène, d'oxygène, de carbone et d'eau notamment et dans dix ans nous pourrons probablement savoir si ces planètes présentent ou non des traces de vie.

En revanche, vu sa distance, ce système planétaire restera un objectif théorique et malheureusement inaccessible. En effet, à la vitesse d'une navette spatiale (28163 km/h soit 7.8 km/s), il faudrait environ 1.5 million d'années pour l'atteindre, 800000 ans à la vitesse de la sonde spatiale New Horizons (51516 km/h soit 14.3 km/s) et 200 ans en utilisant une nanovoile laser propulsée à 20 % de la vitesse de la lumière soit 60000 km/s...

Ceci dit, Trappist-1 représente un système planétaire très intéressant à étudier qui mérite bien quelques commentaires supplémentaires.

Propriétés de l'étoile

Selon les mesures réalisées en 2016 par Michaël Gillon de l'Université de Liège et son équipe, Trappist-1 est une naine froide et pâle de type spectral M8V d'une température effective d'environ 2550 K soit 2280°C. Elle présente un rayon de seulement 0.114 R ou environ 79300 km, soit à peine 12 fois le rayon de la Terre et 12 % de plus que Jupiter.

Illustration artistique du système Trappist-1. Document ESO/N.Bartmann/Space Engine.

Sa masse est d'environ 0.08 M ou 84 fois celle de Jupiter, qui est aussi le minimum pour atteindre les pressions et températures requises pour déclencher les réactions thermonucléaires de fusion du deutérium et de l'hydrogène. Sa luminosité est de seulement 0.0005 L (0.05 % de celle du Soleil) qu'elle émet principalement en infrarouge. Son atmosphère présente une métallicité 9 % supérieure à celle du Soleil ([Fe/H=0.04 contre 0.02].

Une étude publiée en 2016 par Peter Wheatley de l'Université de Warwick et son équipe basée sur les données recueillies par le satellite XMM-Newton et des simulations indique que Trappist-1 génère une forte émission d'UV lointains (FUV entre 200-122 nm) et UVE/XUV (entre 200-10 nm), c'est-à-dire aux longueurs d'ondes de transition vers les rayons X. Ces rayonnements ionisants irradient les exoplanètes Trappist-1b et c. Les relevés du satellite XXM-Newton indiquent une intensité en XUV 50 fois plus élevé que les prédictions. Ce rayonnement aurait fait disparaître l'équivalent de 15 fois la quantité d'eau contenue dans les océans terrestres. Toutefois, cela ne signifie pas qu'elles sont stériles et arides car elle peuvent encore contenir suffisamment de l'eau pour les rendre habitables. On y reviendra.

Les mesures obtenues par le satellite XMM-Newton indiquent également que Trappist-1 émet un rayonnement X à un niveau comparable à celui du Soleil pourtant beaucoup plus massif.

Selon une étude publiée en 2017 par l'astrobiologiste Rodrigo Luger de l'Université de Washington et son équipe, sur base de sa masse et luminosité, Trappist-1 est une étoile d'âge moyen (3-8 milliards d'années). Selon une autre étude sur les naines brunes publiée en 2004 par Fred Adams de l'Université de Michigan et son équipe, on estime que Trappist-1 peut ainsi survivre sans grands changements pendant 12000 milliards d'années.

Très proche du Soleil, Trappist-1 présente une parallaxe de 82.6 mas (~0.08"/an) et une vitesse radiale (dans la ligne de visée) d'environ -55 km/s, c'est-à-dire qu'elle se rapproche du système solaire.

Etant donné sa faible température superficielle, cette étoile présente donc une couleur rouge sombre à brune mais toute théorique car étant donné sa luminosité, comme la lave portée à plus de 1000°C est très brillante, Trappist-1 brille d'un éclat orangé. Elle appartient à un groupe hétérogène d'étoiles de très faible massse comprenant principalement des naines brunes qui représentent environ 15 % de la population stellaire. Les modèles prédisent qu'étant donné la faible masse de ce type d'étoiles et la petite taille de leur disque protoplanétaire, elles doivent abriter un grand nombre d'exoplanètes. Cette découverte en est un bel exemple.

De l'eau liquide sous conditions

Ces exoplanètes sont de taille similaire à celle de la Terre et toutes pourraient abriter de l'eau liquide au moins sur une partie de leur surface. Selon l'astronome Julien de Wit de l'Université de Liège, trois d'entre elles (Trappist-1e, f et g) gravitent dans la zone habitable et pourraient abriter des océans semblables à ceux de la Terre. Mais il y a des conditions à remplir.

Selon l'étude précité de Rodrigo Luger et son équipe, le flux stellaire incident (l'irradiance) à la distance de l'exoplanète Trappist-1h qui est la plus éloignée (0.06 UA, ce qui correspond par rapport à l'étoile à la position de Mars), l'irradiance totale est de 200 W/m2, sous les 300 W/m2 requis pour maintenir une surface d'eau liquide dans une atmosphère d'azote-gaz carbonique-eau. Par comparaison, à 1 UA du Soleil, l'irradiance solaire annuelle moyenne atteint 1361 W/m2 au sommet de l'atmosphère terrestre et atteint encore 1120 W/m2 en moyenne au niveau du sol.

Illustrations artistiques du système Trappist-1. Documents T.Lombry et NASA/JPL-Caltech.

Sur base de simulations faites pour une étoile de 3000 K, on pourrait trouver les 100 W/m2 manquants dans l'effet de marée thermique (voir plus bas) mais à condition que ces astres présentent une forte excentricité orbitale, ce qui n'est pas possible compte tenu des orbites des exoplanètes Trappists-1f et h. De plus, ces exoplanètes ne pourraient pas présenter une épaisse atmosphère de gaz carbonique formée par condensation, la concentration de CO2 ne dépassant pas 100 ppm sous une pression de 1 bar d'azote. 

En prenant l'exoplanète Trappist-1h comme exemple (la plus facile à observer), selon les chercheurs, sa surface pourrait abriter de l'eau liquide si son atmosphère est riche en hydrogène soit d'origine primordiale soit résultant d'un dégazage continu des roches. Une atmosphère d'hydrogène-azote-eau ou de gaz carbonique-hydrogène pourrait fournir un effet de serre suffisant tandis que la chaleur interne de l'exoplanète pourrait encore réduire les exigences. Des analyses spectrométriques ultérieures permettront de préciser la composition de l'atmosphère de ces exoplanètes.

On pourrait aussi éventuellement trouver de l'eau liquide sous la surface glacée, tout dépendant de l'intensité du flux de chaleur interne. Sur base du flux géothermique terrestre, on estime que cet océan pourrait s'étendre sur 2.7 km de profondeur (la profondeur moyenne des océans sur Terre).

Mais ces seules conditions physico-chimiques, même si on les rencontre sur l'une ou l'autre des exoplanètes de ce système ne suffisent pas pour déclarer que la vie est possible dans ce système. En effet, cela dépend des orbites des exoplanètes et des propriétés et donc des émissions de l'étoile. Or, comme nous l'avons expliqué, Trappist-1 émet des rayonnements intenses UV et X qui peuvent rapidement détruire dans l'oeuf toute tentative de faire naître n'importe quelle forme de vie ou de faire pousser quoi que ce soit sur l'une de ces exoplanètes.

Des conditions de vie insupportables

Si plusieurs des exoplanètes du système Trappist-1 évoluent dans la zone habitable, on se pose naturellement la question de savoir si on pourrait vivre ou si la vie existe sur l'une d'entre elles. Malheureusement, les données préliminaires indiquent déjà que la réponse est plutôt négative pour différentes raisons.

Illustration artistique du système Trappist-1. Document NASA/JPL-Caltech.

D'abord sur le plan mécanique, selon les analyses publiées en 2017 par Michaël Gillon (en PDF) précité et son équipe et d'Alexandra Wize, plusieurs exoplanètes sont gravitationnellement orientées vers l'étoile par un effet de marée similaire à celui qui bloque la face visible de la Lune par rapport à la Terre, rendant les perspectives de développement de la vie plus difficiles. En effet, les conditions climatiques sont très rigoureuses avec des différences de température très marquées entre la partie éclairée et celle plongée dans l'obscurité entraînant par ailleurs d'importants mouvements atmosphériques (on ne parle pas encore de masses d'air) avec des rafales de vent violentes. Seule la région crépusculaire du terminateur serait peut-être viable avec des températures clémentes.

Il existerait également des marées de chaleur significatives sur cinq des sept exoplanètes (sauf Trappists-1f et h) comme on en observe dans les interactions entre Io et Jupiter ou Encélade et Saturne. Selon l'étude de Rodrigo Luger précitée, leur intensité serait supérieure au flux géothermique total qu'on observe su Terre (valant au maximum 350 mW/m2).

Ensuite, il y a l'activité même de l'étoile. Alors qu'on imagine souvent que les étoiles naines sont des astres âgés et paisibles, thermonucléairement morts et donc peu actifs par référence aux vieilles étoiles naines dégénérées, c'est ignorer qu'elles peuvent encore non seulement rester chaudes très longtemps mais également émettre des rayonnements ionisants très intenses et d'importants flux de matière aux effets catastrophiques.

Ces conditions extrêmes en terme de température et de radiations ont été confirmées dans deux études publiées en 2017, l'une par Manasvi et Avi Loeb du CfA, la seconde par l'équipe de Cecilia Garraffo du CfA en collaboration avec l'Université du Massachussetts. On apprend notamment que Trappist-1 émet des courants de particules dont la pression au niveau de ses exoplanètes est 1000 à 100000 fois plus élevée que celle que le vent solaire exerce sur la Terre. Selon les chercheurs, il est même possible que le champ magnétique de l'étoile se connecte au champ magnétique des exoplanètes permettant aux particules du vent stellaire de plonger directement dans leur atmosphère. Si le flux est suffisamment intense, il pourrait arracher l'atmosphère des exoplanètes et peut-être même l'évaporer totalement, transformant à terme ces astres en désert stérile.

Outre les émissions UV et X, Trappist-1 manifeste aussi d'intenses éruptions de matière. Selon une étude publiée en 2017 par une équipe d'astronomes dirigée par Krisztián Vida de l'Observatoire Konkoly en Hongrie dans le cadre de la mission K2 du télescope Kepler, l'activité de Trappist-1 est importante et a priori préjudiciable à toute forme de vie au point qu'un débarquement sur l'une de ses exoplanètes serait très risqué. Ainsi, sur une période d'observation de 80 jours, les chercheurs ont constaté que Trappist-1 émit 42 éruptions de haute énergie dont 5 soit 12 % étaient des éruptions complexes (contenant chacune de multiples éruptions en chaînes). L'éruption la plus intense fut comparable à la plus grande éruption solaire, le fameux évènement de Carrington survenu en 1859 (cf. le Soleil).

Illustration de l'exoplanète Trappist-1f d'envrion 0.36 M située dans la zone habitable, en théorie. Document NASA/R.Hurt/T.Pyle.

Si on imagine un jour coloniser les exoplanètes de ce système, il ne sera pas évident d'y survivre. En effet, sur Trappist-1 ces éruptions se produisent en moyenne toutes les 28 heures si bien qu'on peut parler d'un bombardement quasi constant. Les chercheurs ont évalué que l'intensité de ces éruptions était des centaines à des milliers de fois plus intenses que les tempêtes solaires frappant la Terre. Selon une autre étude publiée en 2016 par une équipe internationale d'astronomes dirigée par Olivia Venot de l'Université Catholique de Louvain (KUL), il faudrait 30000 ans pour que l'atmosphère de la Terre se stabilise après avoir subi seulement une seule de ces éruptions ! Quand on connaît les risques qu'il a déjà sur Terre à voler en haute altitude ou de séjourner dans l'espace pendant les éruptions solaires, on n'a plus trop envie d'aller se promener sur Trappist-1.

Les exoplanètes du système Trappist-1 évoluant 17 à 90 fois plus près de leur étoile que la Terre du Soleil, ce bombardement corpusculaire et ionisant intense et ininterrompu semble empêcher toute stabilité de leur atmosphère, rendant a priori très difficile toute implantation de la vie, même pour un organisme extrêmophile primitif.

La situation est déjà parfois difficile sur la Terre alors que la planète est protégée des pires effets du Soleil par sa magnétosphère, son atmosphère et sa couche d'ozone sans oublier la Lune qui peut encore servir de bouclier face aux météorites. Or les chercheurs estiment que les exoplanètes de Trappist-1 ne présentent pas la même protection. De plus, dans une étude publiée en 2016 par Christina Kay de l'Université de Boston et son équipe consacrée aux CME impactant les exoplanètes en orbite autour des étoiles naines de type M, on apprend que les exoplanètes de Trappist-1 devraient disposer d'une magnétosphère présentant une induction magnétique de plusieurs dizaines de milliers de Gauss pour y résister. Par comparaison celle de la Terre est d'environ 0.58 Gauss soit 58 μT à la latitude de 50° et est plus faible encore à l'équateur.

Dans ces conditions, selon Lingam et Loeb du CfA, les chances qu'une vie complexe existe sur l'une des trois exoplanètes situées dans la zone habitable de Trappist-1 sont inférieures à 1 % comparées aux possibilités de vie sur Terre. On en déduit donc qu'il est peu probable que les conditions s'améliorent sur ces exoplanètes et quelle que soit leur distance à Trappist-1, elles sont pratiquement inhabitables.

Nous passerons en revue d'autres exoplanètes un peu plus loin.

Nous avons vu à propos de Proxima b que la relation masse-rayon permet d'évaluer certaines propriétés physiques des exoplanètes et de considérer par exemple que les planètes rocheuses sont plus plus petites que les planètes gazeuses. Or une étude publiée en 2016 a balayé ce principe évidemment posé a priori.

Prochain chapitre

La relation masse-rayon et Kepler BD+20594b

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