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A la recherche des exoplanètes

Emplacement de quelques exoplanètes rocheuses et gazeuses dans un diagramme masse-rayon. Notez la taille et la masse élevées de certaines planètes rocheuses comme BD+20594b et GJ 9827b. Document T.Lombry adapté de Sara Gettel et al. (2016) et Steve Shectman at al. (2018).

La relation masse-rayon (IV)

Généralement, comme le résume le graphique présenté à droite, les planètes dont le rayon est supérieur à ~1.6 R ont une enveloppe gazeuse comme Neptune, les plus petites sont rocheuses comme la Terre. Les planètes ayant plus de 6 M présentent une faible densité et/ou sont entourées d'une vaste enveloppe gazeuse. Les planétologues expliquent cette différence par l'effet de la photoévaporation induite par le rayonnement de l'étoile qui dissipe l'atmosphère volatile des planètes peu massives ou trop proches de leur étoile. Si cela se vérifie dans le système solaire et dans de nombreux systèmes exoplanétaires, cette théorie a été ébranlée par la découverte de plusieurs exoplanètes rocheuses un peu plus grandes que la Terre mais surtout beaucoup plus massives.

BD+20594 b

En 2016, Néstor Espinoza et son équipe de l'Université Pontificale Catholique du Chili ont découvert BD+20594b, une exoplanète de la taille de Neptune mais rocheuse gravitant autour d'une étoile de type solaire (K0). Cette exoplanète est 16 fois plus massive que la Terre et présente une densité de 8 (contre 5.51 pour la Terre).

BD+20594 b est inhabitable car elle gravite trop près de son étoile, à 0.24 UA soit deux fois plus près que Mercure, accomplissant une révolution en 43 jours, soit deux fois plus vite que Mercure. Vu sa proximité de l'étoile, selon Espinoza elle a perdu son atmosphère et son eau il y a plusieurs milliards d'années (l'étoile est âgée d'environ 3.34 milliards d'années).

GJ 9827 b

Ensuite, dans le cadre de la mission K2 du satellite Kepler, les astronomes ont découvert le système GJ 9827 à environ 100 années-lumière dans la constellation des Poissons. Autour de l'étoile de type solaire (K6V) gravitent trois exoplanètes un peu plus grandes que la Terre (1.64 R pour b, 1.29 R pour c et 2.08 R pour d). Cette taille intermédiaire n'existant pas dans le système solaire, les planétologues ont voulu savoir comment ces trois exoplanètes s'étaient formées et si elles étaient métalliques, rocheuses ou gazeuses. Dans notre graphique, ces trois planètes sont distribuées entre la ligne des super-Terre (rocheuses) et les sous-neptuniennes (un peu gazeuses).

En 2018, Steve Shectman de l'Institut Carnegie de Washington et ses collègues ont analysé ces exoplanètes par spectrographie et découvert que GJ 9827 b est environ 8 fois plus massive que la Terre et contiendrait environ 50% de fer, en faisant l'une des exoplanètes rocheuses les plus denses découvertes à ce jour. La masse des planètes c et d est respectivement d'environ 2.5 et 4 fois celle de la Terre mais l'incertitude reste assez importante. Ces données suggèrent que la planète d présente une enveloppe volatile, laissant la question ouverte concernant la planète c.

Ces deux découvertes parmi d'autres remettent en question la relation masse-rayon des planètes et va certainement forcer les planétologues à revoir ce modèle.

La zone d'habitabilité

Dans la majorité des systèmes exoplanétaires, les exoplanètes identifiées ont généralement une taille comprise entre celle de la Terre et de Neptune, soit entre 1 et 4 R pour une masse variant entre 0.9 et 0.1 Mj. Mais elles ne sont pas à l'image de la Terre car leur atmosphère n'a rien à voir avec celle d'une planète viable; elle est généralement trop épaisse et empêche la lumière de l'étoile hôte d'assurer son rôle dans les processus de photolyse et de photosynthèse.

En modélisant ces systèmes exoplanétaires sur ordinateur, l'équipe du Barrie Jones de l'Open University anglaise estime qu'environ 50% des exoplanètes orbitent dans la zone dite habitable où la température au sol peut être proche de 0°C. Mais comme nous l'avons vu à propos des conditions physiques sur Proxima b et TRAPPIST-1, cela ne veut pas dire que l'activité et le rayonnement de l'étoile hôte permettent le développement de la vie.

En simulant des exoplanètes dont les masses sont comprises entre 0.1-10 M en orbite dans la zone habitable comprise entre 0.8 et 1.8 UA, on observe que les petites planètes sont plus souvent sujettes à des mouvements désordonnés que les planètes massives. Dans quelques systèmes exoplanétaires, la proximité d'une ou plusieurs planètes géantes aussi massives que Jupiter a eu pour conséquence d'éjecter la petite terre en dehors de la zone habitable. Cependant, dans d'autres circonstances, liées à des phénomènes de résonance, il existe des orbites non perturbées dans la zone habitable.

A consulter : Alien Worlds

Dessins d'exoplanètes réalisés par l'auteur

HAT P-11 b

Upsilon Andromedae

Kepler 22 b

55 Cancri

GJ 504 b "Second Jupiter"

Errai et g Cephei b

Documents T.Lombry.

Neuf systèmes exoplanétaires ont ainsi été étudiés par cette technique et ont permis aux chercheurs de dériver quelques règles qui déterminent l'habitabilité dans 90% des cas. Leur analyse montre que 50% des systèmes exoplanétaires pourraient avoir une exoplanète de même taille que la Terre gravitant au moins partiellement dans la zone habitable, et ce durant une période d'au moins un milliard d'années. Cette période a été choisie car on estime que c'est la durée minimale exigée pour que la vie émerge et s'installe sur une planète.

Ces simulations démontrent également que la vie pourrait se développer à un moment donné dans deux-tiers des systèmes exoplanétaires, étant donné que la zone habitable s'étend graduellement vers l'extérieur du système à mesure que l'étoile vieillit et devient plus active (phase géante rouge).

Les planètes océaniques

Parmi les milliers d'exoplanètes cataloguées et les quelques centaines évoluant dans la zone habitable, de la vapeur d'eau a été détectée dans quelques exoplanètes gravitant autour d'étoiles naines de type M (par exemple le système TRAPPIST, K2-18 b, TOI 674 b, etc.). Certaines exoplanètes qualifiées de "super-Terre", dont la taille varie entre celle de la Terre et de Neptune (~3.8 fois plus grande que la Terre) présentent une faible densité qui ne peut s'expliquer que si une grande partie de leur masse est constituée de matériaux plus légers que les roches qui composent la structure interne de la Terre, comme l'eau. Ces mondes ont été surnommés des "planètes océaniques".

A ce jour, seules deux planètes océaniques ont été identifiées :

- Gliese 1214 b alias GJ 1214 b surnommée "Waterworld" fut découverte en 2009 par la méthode du transit. Elle se situe à 48 années-lumière dans la constellation d'Ophiuchus. Elle gravite sur une orbite excentrique (e < 0.27) entre 0.0143 et 0.0019 UA d'une étoile naine rouge de type M4.5 d'une température effective de 3026 K. Sa période est de 11.06 jours.

Son rayon est 2.7 fois plus grande que celui de la Terre et sa masse 8.17 fois plus élevée. Sa densité moyenne est de 1.87, suggérant qu'elle contient peu de roches, et sa gravité en surface est de 0.91 g.

Sa température d'équilibre varie entre 393 et 555 K soit entre 120 et 282°C selon le la quantité d'énergie de l'étoile hôte réfléchie par l'exoplanète (cf. D.Charbonneau et al., 2009).

Actuellement, nous n'avons pas la certitude qu'il s'agit d'une planète océan. Il peut s'agir d'une planète rocheuse possédant des étendues liquides (cf. S.Seager et al., 2007) et même qu'elle soit enveloppée d'une épaisse atmosphère représentant 5% de la masse de l'exoplanète.

Si c'est une planète océan, selon les modèles elle pourrait ressembler à une version plus volumineuse et plus chaude de la lune Europe de Jupiter (cf. L.A. Rogers et S.Seager, 2010). Dans ce cas, elle serait composée de 25% de roches et de 75% d'eau, peut-être même de glace VII dans les régions profondes chaudes sous hautes pressions et recouverte d'une épaisse enveloppe de gaz riche en hydrogène mélangé à un peu d'hélium (~0.05%).

GJ 1214 b "Waterworld"

TOI 1452 b

Documents T.Lombry.

- TOI 1452 b est une super-Terre découverte en 2022 par la méthode du transit. Elle se situe à ~100 années-lumière dans la constellation du Dragon. Elle gravite dans un système binaire composé de deux étoiles naines similaires séparées de 97 UA (l'équivalent de 2.5 fois la distance moyenne du Soleil à Pluton). L'exoplanète gravite à 0.061 UA d'une étoile naine rouge de type M4 d'une température effective de 3175 K. Sa période est de 11.06 jours.

Son rayon est 1.67 fois plus grand que celui de la Terre (ou 0.15 Rj) et sa masse de ~4.8 fois celle de la Terre (ou 0.015 Mj). Sa densité moyenne est de 5.6, suggérant qu'il s'agit d'une planète rocheuse.

La température d'équilibre au niveau de l'orbite de l'étoile primaire est de ~326 K soit 53°C (contre 255 K ou 18°C pour la Terre sur base d'un albedo moyen de 0.3). Cela veut dire que la température de surface est compatible avec celle de la Terre.

Cette exoplanète est probablement rocheuse et environ 70% de sa surface est couverte d'océans. L'eau ne représente qu'une fraction négligeable de sa masse, inférieure à 1% (cf. C.Cadieux et al., 2022). Mais sachant que sur la Terre, la masse d'eau représente 0.023% de sa masse, cela peut tout de même représenter des centaines de milliards de kilomètres cubes d'eau, bref de vastes océans.

Selon Mykhaylo Plotnykov et Diana Valencia, tout deux de l'Université de Toronto et spécialistes de la modélisation de l'intérieur des exoplanètes et coauteurs de cet article, sur TOI 1452 b l'eau peut représenter jusqu'à 30% de sa masse, une proportion similaire à celle de certains satellites naturels de notre système solaire, comme les lunes de Jupiter Ganymède et Callisto, et les lunes de Saturne Titan et Encélade.

Selon Cadieux, "TOI-1452 b est l'une des meilleures candidates pour une planète océanique que nous ayons trouvé à ce jour. Son rayon et sa masse suggèrent une densité bien inférieure à ce à quoi on pourrait s'attendre pour une planète composée essentiellement de métal et de roche, comme la Terre."

TOI-1452 b est la candidate parfaite pour une observation plus approfondie avec l'instrument NIRISS du télescope spatial James Webb. C'est l'une des rares exoplanètes tempérées connues qui présentent des caractéristiques compatibles avec une planète océanique. Elle est suffisamment proche de la Terre pour que les chercheurs puissent espérer étudier son atmosphère et tester cette hypothèse. Par chance, elle se situe dans une région du ciel que le JWST peut observer toute l'année.

Autres exoplanètes rocheuses

Même si nous avons identifié quelques exoplanètes rocheuses dans la zone habitable d'étoiles proches, ce n'est pas encore synonyme de planète habitable. En effet, des exoplanètes emblématiques comme Proxima b du Centaure, Tau Ceti f ou TRAPPIST-1f, g ou h nous ont démontré que les conditions de vie à leur surface ne sont probablement pas aussi paradisiaques qu'on l'imagine en raison de la trop forte activité de leur étoile.

Passons en revue trois autres systèmes exoplanétaires contenant une ou plusieurs exoplanètes rocheuses et voyons si elles pourraient abriter des conditions compatibles avec le développement de la vie.

Gliese 581 c

La première exoplanète ayant une température superficielle comprise entre -3°C et +40°C est Gliese 581 c (GJ 581 c). Elle fut découverte le 25 avril 2007 par une équipe internationale constituée d'astronomes français, suisses et portugais utilisant le télescope de 3.6 m de l'ESO installé à La Silla au Chili.

L'étoile hôte Gliese 581 alias HO Librae est une naine rouge (spectre M2.5V) située à 20.5 années-lumière dans la constellation de la Balance et brillant d'un éclat rouge à la magnitude 10.55. Cette étoile est parvenue au stade final de son existence. Elle brille 50 fois moins que le Soleil, présente une masse d'environ 0.31 M pour un rayon estimé à 0.38 R. C'est donc une petite étoile.

Suite à son longue évolution, sa métallicité totale est relativement élevée [M/H] = -0.33, son atmosphère stellaire contenant 36 à 62% d'éléments lourds de plus que le Soleil.

A gauche, panorama hypothétique de Gliese 581 c. A droite, la zone habitable de Gliese 581 comparée à celle du Soleil. Documents T.Lombry et ESO adapté par l'auteur.

Ce système abrite 6 exoplanètes et posséderait un disque de débris. L'exoplanète Gliese 581 c gravite 14 fois plus près de son étoile (0.073 UA soit 10.7 millions de km) que la Terre du Soleil et accomplit sa révolution en 12.9 jours seulement, donc six fois plus rapidement que Mercure. Sa masse est environ 5.5 M (0.017 Mj) pour un rayon 50% plus grand que celui de la Terre.

Son indice ESI = 0.70, PHI = 0.40 mais son indice biologique BCI = 1.95 soit supérieur à celui de la Terre (BCI = 1.88 pour la Terre) ! Cette exoplanète est tellurique et donc viable mais nous ignorons si elle abrite une forme de vie faute d'instrument adapté à ce type de recherche.

Wolf 1061 c

Parmi ces exoplanètes telluriques situées dans la zone habitable, donnons une mention spéciale au système Wolf 1061 situé à seulement 14 années-lumière dans la constellation d'Ophiuchus (Serpentaire). L'annonce de sa découverte par l'équipe de Duncan Wright de l'Observatoire australien UNSW fut publiée le 16 décembre 2015.

Wolf 1061 alias BD-12 4523 est une étoile variable (V2306 Oph) de type BY Draconis dont la magnitude apparente varie entre 10.05 et 10.1 et de type spectral M3.5V. Le système Wolf 1061 abrite 3 exoplanètes mais seule Wolf 1061 c orbite dans la région interne de la zone habitable. La masse de ces exoplanètes est respectivement d'au moins 1.4, 4.3 et 5.2 M.

A gauche, localisation du système Wolf 1061 (en orange) à partir d'images du catalogue Aladin Sky Atlas. A droite, une illustration par Ron Miller de la zone crépusculaire du terminateur de Wolf 1061 c de 5.2 masses terrestres où l'eau pourrait exister à l'état liquide.

Wolf 1061 c gravite à seulement 0.084 UA soit 12.6 millions de kilomètres de son étoile et boucle sa révolution en 17.8 jours seulement. Cette exoplanète présente probablement une face assez chaude voire trop chaude pour supporter la vie. En revanche, la région crépusculaire du terminateur conviendrait certainement au développement de la vie comme l'imagina Ron Miller ci-dessus.

Etant située très près du système solaire, Wolf 1061 c est l'une des exoplanètes qui sera certainement le plus étudiée au moyen des grands télescopes spatiaux et les techniques interférométriques. Il est possible que d'ici quelques décennies les astronomes obtiennent la première photographie directe de cette exoplanète.

Quant à l'hypothèse qui prétend que les naines de classe K sont favorables aux biosignatures, on constate que les étoiles de classe M comme Gliese 581 et Wolf 1061 le sont tout autant. On y reviendra.

HD 10180

Le système HD 10180 est le troisième système possédant 7 exoplanètes. Le système planétaire se situe à 127 années-lumière dans la constellation de l'Hydre. L'étoile est de type solaire (G1V) et brille à la magnitude visuelle 7.33.

Document T.Lombry

Le système HD 10180 constitué de 7 exoplanètes. De gauche à droite, une vue générale du champ proche de l'étoile, une photographie de l'étoile de type solaire et une illustration artistique. Documents ESO et T.Lombry.

 Le système HD 10180 comprend 5 planètes géantes gazeuses ressemblant à Neptune (13-25 M), un planète de la taille de Saturne (65 M) et surtout une planète de type terrestre (HD 10180 b, 1.4 M), mais très chaude car située à seulement 0.02 UA soit 15% de la distance qui sépare Mercure du Soleil (ou 50 fois plus près de son étoile que la Terre).

Les Hot Jupiters et les systèmes multiples

Les "Hot Jupiters" ou "Jupiter chauds" sont des exoplanètes dont la taille est généralement supérieure à celle de Jupiter. La limite inférieure est la taille d'Uranus ou Neptune et la masse maximale d'environ 10 fois celle de Jupiter. Au-delà de cette masse, on la considère comme une naine brune.

KELT 9 b

Parmi les "Hot Jupiters", comme expliqué précédemment, à ce jour l'exoplanète la plus chaude est KELT 9 b alias HD 195689 b découverte en 2017 à 650 années-lumière. Elle est deux fois plus massive que Jupiter et présente une température d'environ 4327°C sur sa face éclairée ! Elle détient le record de température car les astres plus chauds sont tout simplement des étoiles.

β Pictoris b

β Pictoris est une jeune étoile blanche de type spectral A6 V située à 63.4 années-lumière du Soleil et de magnitude apparente +3.86. Grâce au télescope spatial infrarouge IRAS, en 1983 le tout premier disque de poussière fut découvert par des moyens optiques. Il s'agit en fait d'un disque de débris formé par la collision et la fragmentation d'astéroïdes et de comètes. Il mesure au moins 225 milliards de kilomètres soit plus de 1500 UA et comprend plusieurs ceintures de planétésimaux et des milliers d'exocomètes.

Bêta Pictoris présente une masse de 1.75 M et une luminosité de 8.7 L pour une température effective d'environ 8050 K. Elle est âgée d'environ et 20 millions d'années et appartient à l'association stellaire Bêta Pictoris.

Grâce au VLT de l'ESO équipé d'une optique adaptative, en 2008 l'équipe d'Anne-Marie Lagrange du CNRS découvrit β Pictoris b, une exoplanète de 11 ±2 Mj (cf. Snellen et Brown, 2018) présentant une température d'environ 1427°C. Cette Hot Jupiter évolue dans le disque de débris à 11.18 UA de l'étoile Bêta Pictoris, soit juste à l'extérieur de la ceinture principale. La même équipe découvrit une deuxième exoplanète gazeuse, β Pictoris c de 9 Mj gravitant à 2.7 UA de l'étoile (cf. A.-M. Lagrange et al., 2019).

Enfin, grâce au satellite TESS de la NASA, les astronomes ont pu observer ce système planétaire pendant 156 jours au total et ont identifié 30 exocomètes transitant devant bêta Pictoris. La distribution de la taille de leur noyau est similaire à celle des comètes du système solaire avec une prédominance de petits noyaux (rayon < 10 km). Cela suggère qu'elles se forment selon les mêmes mécanismes, c'est-à-dire lors de la formation de planètes et résultent de collisions et de fragmentations de planétésimaux (cf. A.Vidal-Madjar et al., 2022).

A gauche, le disque de débris de β Pictoris enregistré en infrarouge. La zone externe fut enregistrée en 1996 par l'instrument ADONIS installé sur le télescope de 3.6 m de l'ESO. La partie interne fut enregistrée à 3.6 microns par l'instrument NACO du VLT. On distingue clairement l'exoplanète ainsi que l'évasement du disque aux extrémités. A droite, les courbes de lumière du transit de l'exoplanète WASP 189 b devant son étoile. Documents ESO et M.Lendl et al. (2020) adapté par l'auteur.

WASP 189 b

Grâce au télescope orbital CHEOPS (CHaracterising ExOPlanets Satellite) de l'ESA, des astrophysiciens de l'Observatoire de Genève (UNIGE), en Suisse, ont découvert en 2018 l'exoplanète WASP 189 b grâce à la méthode du transit. Son étude par Monika Lendl de l'UNIGE et ses collègues fit l'objet d'un article publié dans la revue "Astronomy & Astrophysics" en 2020 (cf. aussi le communiqué de l'ESA).

WASP 189 b orbite autour de l'étoile HD 133112 située à environ 322 années-lumière dans la constellation de la Balance. C'est une étoiles bleutée de magnitude 6.5 (G) de classe spectrale A et d'une température effective d'environ 8000 K. Elle est 2 fois plus massive et 2.36 fois plus grande que le Soleil. Elle est âgée d'environ 730 millions d'années et présente une métallicité [Fe/H] = 0.29 ±0.13 (contre 0.012 pour le Soleil).

Comme le montrent les courbes de lumière présentées ci-dessus à droite, les chercheurs ont découvert que le transit de l'exoplanète devant son étoile est asymétrique. Selon l'astrophysicien Willy Benz de l'UNIGE et coauteur des articles, "Cela se produit lorsque l'étoile possède des zones plus claires et plus sombres sur sa surface. Grâce aux données de CHEOPS, nous pouvons conclure que l'étoile elle-même tourne si rapidement que sa forme n'est plus sphérique, mais ellipsoïdale. L'étoile est tirée vers l'extérieur au niveau de son équateur".

Selon les dernières mesures, WASP 189 b est environ 2 fois plus massive que Jupiter (contre 1.6 Mj auparavant). Cette exoplanète est particulièrement intéressante car c'est une géante gazeuse qui orbite très près de son étoile hôte. En effet, elle boucle sa révolution en seulement 2.72 jours à une distance de 0.05 UA ou 7.5 millions de km soit 20 fois plus près de son étoile que la Terre ne l'est du Soleil !

Deux aspects possibles de WASP 189 b (à gauche en UV) dont la température est de 3200°C et l'albedo presque nul. Documents T.Lombry.

WASP 189 b est une exoplanète très exotique. Elle présente une face orientée en permanence vers son étoile et par conséquent une face plongée en permanence dans la nuit; 49% de la face de l'exoplanète est dans l'obscurité. Son climat est par conséquent très différent de celui qu'on observe sur Jupiter dans le système solaire. Sur la base des données enregistrées par CHEOPS, les chercheurs estiment que la température d'équilibre de WASP 189 b est de 3200°C ! Le fer fond à cette température et devient même gazeux.

Cette exoplanète réfléchit très peu de lumière (le calcul de sa température tient compte d'un albedo de 0) car les chercheurs estiment qu'il n'y a pas de nuages sur la face éclairée. En effet, selon les modèles les nuages ne peuvent pas se former à des températures aussi élevées. Le ciel devrait donc être clair en altitude.

WASP 121 b

WASP 121 b est une hot Jupiter découverte en 2015 à environ 855 années-lumière dans la constellation de la Poupe grâce à la méthode du transit. Sa masse est de 1.184 Mj. Elle boucle sa révolution en 30 heures à seulement 0.025 UA de son étoile hôte, une étoile de classe F6V d'une masse équivalent à 1.3 M présentant une température effective de 6460 K.

Cette exoplanète est particulière. D'abord la rotation de WASP 121 b est gravitationnellement verrouillée par l'effet de marée à son étoile hôte, comme la Lune l'est vis-à-vis-de la Terre. Du fait que la même face est toujours exposée à son étoile, la température de la haute atmosphère côté jour atteint 2500 à 3000°C. Cette température ne permet plus de former des nuages d'eau car la vapeur se décompose directement en hydrogène et oxygène. Du côté obscur, la température se maintient à 1500°C.

Des vents horizontaux balayent l'exoplanète d'ouest en est. Cela transporte l'hydrogène et l'oxygène du côté jour vers le côté nuit. Là, les atomes peuvent se recombiner et reformer de la vapeur d'eau. Mais ce n'est que temporaire, car les vents renvoient la vapeur vers le côté jour où l'eau s'évapore.

L'exoplanète WASP 121 b, une hot Jupiter de 1.2 Mj dont l'atmosphère portée entre 2500 et 3000°C libère des métaux lourds et où il pleut probablement des rubis et des saphirs. Documents T.Lombry et Patricia Klein pour MPIA.

Les astronomes ont découvert un flux de gaz de métaux lourds s'échappant de son atmosphère, une première sur une exoplanète. Vu sa température, son atmosphère contient de l'hydrogène et de l'hélium comme les planètes à l'état primitif mais également des métaux lourds comme le fer, le magnésium, le chrome, le calcium, le sodium et le nickel. Selon David Singer de l'Université Johns Hopkins, ces vapeurs de métaux rendent l'atmosphère plus opaque aux UV, provoquant un important réchauffement de la haute atmosphère (cf. H.J. Hoeijmakers et al., 2020).

Bien que n'ayant pas de nuages d'eau, il pleut sur WASP 121 b. Mais ce n'est pas le même type de pluie que nous connaissons sur Terre. Des nuages de vapeur de métaux lourds composés de fer, de magnésium, de chrome et de vanadium se forment sur la face obscure où les températures sont suffisamment basses pour que les métaux se condensent en nuages. Mais ces nuages de métaux ne persistent pas longtemps. Comme la vapeur d'eau, à mesure que les vents les transportent vers la face éclairée, ils s'évaporent à nouveau.

Mais ces nuages de métaux ne sont peut-être pas l'aspect le plus étrange de WASP 121 b. Les chercheurs furent encore plus étonnés en découvrant qu'il manquait des métaux comme l'aluminium et le titane dans la haute atmosphère de cette exoplanète. Parmi les explications, ces métaux résideraient plus profondément dans l'atmosphère et sont donc indétectables. Si tel est le cas, il est alors possible que l'aluminium se combine avec l'oxygène pour former de l'oxyde d'aluminium (Al2O3) ou corindon. Lorsqu'il est combiné à des impuretés comme le chrome, le fer, le titane ou le vanadium, ce composé forme des rubis ou des saphirs sur Terre. On peut donc imaginer qu'il pleut des gems dans les profondeurs de l'atmosphère de WASP 121 b (cf. T.Mikal-Evans et al., 2022).

La candidate Véga b

Après avoir analysé dix années de données du satellite TESS, des chercheurs de l'Université du Colorado ont acquis la conviction qu'il existe une exoplanète gazeuse chaude en orbite autour de Véga, l'étoile la plus brillante de la constellation de la Lyre située à 25 années-lumière. L'exoplanète serait au moins aussi grande que Neptune soit 4 fois plus grande que la Terre et présente une période de 2.5 jours. Il pourrait s'agir de l'une des Hot Jupiters les plus chaudes avec une température d'équilibre de 3000°C (cf. S.A. Hurt et al., 2021). On reviendra sur Véga et son disque d'accrétion (cf. page 6).

HD 188753

Il s'agit d'un système de trois soleils HD 188753 situé dans le Cygne qu'on a surnommé "Tatooine" par référence à la planète aux deux soleils de "Star Wars". Le système découvert en 2005 est constitué d'une étoile de type spectral G2 et 1.06 M autour de laquelle gravite une étoile double spectroscopique de 1.6 M à 12.6 UA et une Hot Jupiter de 1.1 Mj en orbite à 0.04 UA seulement, dans une zone instable mais son existence n'a pas été confirmée.

PH1

En 2012, grâce au télescope Kepler les astronomes ont également découvert un système planétaire situé à 5000 années-lumière comprenant 4 étoiles et une exoplanète baptisée "PH1". L'exoplanète 6 fois plus volumineuse que la Terre (de la taille de Neptune) orbite en 138 jours à la distance de 0.6 UA autour de deux étoiles de 1.5 et 0.4 M, qui elles-mêmes tournent l'une autour de l'autre en 20 jours. Les deux étoiles sont séparées d'environ 0.2 UA. Une second système binaire évolue à environ 1000 UA de cet ensemble. On reviendra sur les étoiles doubles et multiples.

A lire : A Gigantic ring system around J1407b

Illustrations artistiques du système HD 188753 "Tatooine" du Cygne contenant trois étoiles et une exoplanète de type "Hot Jupiter" de 1.1 Mj en orbite à 0.04 UA d'une étoile de type solaire. Toutefois l'existence de l'exoplanète n'a pas été confirmée. Documents T.Lombry.

Comment se forme une "Hot Jupiter" ? Les planétologues ont toujours pensé que la taille gigantesque des "Hot Jupiters" s'explique par la chaleur qu'elles dégagent qui provoque une dilatation démesurée de leur atmosphère gazeuse. Encore fallait-il le démontrer et déterminer si l'origine de cette chaleur était interne à la planète (comme c'est le cas de Jupiter et Saturne) ou externe et liée à l'étoile.

Cette seconde hypothèse fut confirmée ou en tous cas validée sur deux cas concrets par l'équipe dirigée par Samuel K. Grunblatt de l'IfA d'Hawaï suite à l'observation de deux nouvelles exoplanètes gravitant autour d'étoiles géantes rouges. Les résultats de leur étude furent publiés dans "The Astronomical Journal" en 2017.

Grunblatt et ses collègues ont étudié les exoplanètes K2-132 b et K2-97 b au moyen du télescope spatial Kepler (mission K2) et du télescope Keck de 10 m d'Hawaï. Dans les deux cas, l'exoplanète géante orbite autour de son étoile hôte en environ 9 jours. Elles sont 30% plus grandes que Jupiter et malgré leurs grandes tailles, elles sont seulement deux fois moins denses que Jupiter. Les deux exoplanètes sont donc remarquablement proches en termes de périodes orbitales, de rayons et de masses.

Utilisant des modèles de l'évolution planétaire et stellaire, les chercheurs ont calculé l'efficacité des exoplanètes à absorber la chaleur de l'étoile et à la transférer vers les profondeurs de leur atmosphère. Ils ont également étudié de quelle manière ce mécanisme affectait la taille et la densité de ces deux exoplanètes gazeuses. Leurs résultats montrent que ces "Hot Jupiters" ont probablement besoin de l'intense rayonnement de l'étoile géante rouge pour grossir de cette façon, mais la quantité de rayonnement absorbée reste inférieure aux prévisions.

Illustration du système K2-132. Au-dessus à gauche, la taille du système lorsque l'étoile était sur la Séquence principale. Les simulations montrent que la "Hot Jupiter" enfla sous le rayonnement de l'étoile géante. Document Karen Teramura/UH IfA.

Bien sûr, on ne peut pas généraliser une théorie sur base de deux observations, mais ces résultats permettent d'écarter certaines hypothèses sur l'inflation planétaire et renforcent l'idée que les exoplanètes gazeuses grossissent directement en fonction de la chaleur libérée par leur étoile hôte. Les preuves scientifiques s'accumulant, elles suggèrent que le rayonnement stellaire seul peut directement modifier la taille et la densité d'une exoplanète.

Kepler 47

A ce jour Kepler 47 est le seul système binaire autour duquel gravitent 3 exoplanètes, ce qui en fait tout l'intérêt. Il se trouve à environ 3340 années-lumière dans la constellation du Cygne.

Illustration du système K-47. Document T.Lombry.

Les exoplanètes furent détectées grâce à la méthode du transit mais il fallut bénéficier de circonstances exceptionnelles pour débusquer le transit de la troisième exoplanète. En effet, bien que Kepler 47 d soit la plus grande des trois et fut découverte en 2012, paradoxalement son existence et ses paramètres orbitaux ne furent confirmés que sept ans plus tard. Ce système fut étudié par l'équipe de Jérôme Orosz de l'Université d'État de San Diego (SDSU) dont les résultats furent publiés dans "The Astrophysical Journal" en 2019.

Les exoplanètes de ce système dit circumbinaire ont une densité très faible, inférieure à celle de Saturne. Bien qu'une faible densité ne soit pas inhabituelle pour des "Hot Jupiters", elle est rare pour des exoplanètes ayant des températures douces. En effet, la température d'équilibre de Kepler 47 d est d'environ 10°C, tandis que celle de Kepler 47 c est de 32°C. La planète la plus interne, qui aussi la plus petite exoplanète circumbinaire connue atteint 169°C.

Les planètes interne, intermédiaire et externe ont une taille respectivement égale à 3.1, 7.0 et 4.7 R et mettent respectivement 49, 187 et 303 jours pour accomplir une révolution autour de leurs étoiles. Les étoiles elles-mêmes gravitent autour de leur barycentre en seulement 7.45 jours. L'une des étoiles est semblable au Soleil, tandis que l'autre présente un tiers de la masse du Soleil. L'ensemble du système est compact et s'insérerait dans l'orbite de la Terre.

Les systèmes planétaires compacts sont extrêmement répandus dans notre Galaxie. Kepler 47 prouve que quel que soit le processus qui forma ces planètes - mais différent de celui qui forma le système solaire - il est commun aux systèmes planétaires à une et deux étoiles.

Décrivons à présent les "Hot Neptunes" ou "Neptunes chaudes" et quelques systèmes planétaires plus étranges.

Prochain chapitre

Les Hot Neptunes

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