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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+20594b

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+20594b 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 9827b

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 9827b 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.

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

GJ 504b "Second Jupiter"

55 Cancri

GJ 1214b "Waterworld"

Gliese 581 system in Libra. It contains a red dwarf star around which orbit 3 exoplanets. Gliese 581c show surface temperature between -3°C and +40°C. Its mass is 5 M-earth, its radius 1.5 R-earth. This is the first earth-like exoplanet discovered in the habitable zone.

K2V star with 1 exoplanet 1.6 Mj at 2.UA. The host star, Errai, will be our "polar star" in the future.

HAT P-11b

Upsilon Andromedae

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).

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 581c

Panorama de Gliese 581c. Document T.Lombry.

La première exoplanète ayant une température superficielle comprise entre -3°C et +40°C est Gliese 581c (GJ 581c). 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.

Ce système pourrait abriter 3 exoplanètes. L'exoplanète Gliese 581c 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.

Notons qu'il est possible que ce système abrite 2 exoplanètes supplémentaires mais qui n'ont pas été confirmées ainsi qu'un disque de débris.

Wolf 1061c

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 1061c 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 1061c de 5.2 masses terrestres où l'eau pourrait exister à l'état liquide.

Wolf 1061c 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 1061c 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.

HD 10180

Le système HD 10180 est le troisième système possédant 7 exoplanètes. Le système 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. Le système 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).

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.

Les Hot Jupiters et 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.

WASP-189b

Parmi les "Hot Jupiters", 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-189b 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).

Courbes de lumière du transit de l'exoplanète WASP-189b devant son étoile. Document M.Lendl et al. (2020) adapté par l'auteur.

WASP-189b 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 à gauche, 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-189b 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 !

WASP-189b 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-189b 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.

A gauche et au centre, deux aspects possibles de WASP-189b dont la température est de 3200°C et l'albedo presque nul. A droite, WASP-121b dont l'atmosphère portée à 2500°C libère des métaux lourds. Documents T.Lombry.

WASP-121b

WASP-121b est une hot Jupiter découverte en 2015 à environ 880 années-lumière dans la constellation de la Poupe grâce à la méthode du transit. Sa masse est de 1.1 Mj et elle orbite  à seulement 0.025 UA d'une étoile de classe F6V d'une masse équivalent à 1.3 M présentant une température effective de 6460 K.

Cette exoplanète est particulière. C'est la première fois que des astronomes découvrent un flux de gaz de métaux lourds s'échappant de l'atmosphère d'une autre planète. En effet, l'atmosphère de WASP-121b atteint 2500°C. Cette température ne permet plus de former des nuages. 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).

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 l'"Astronomical Journal" en 2017.

Grunblatt et ses collègues ont étudié les exoplanètes K2-132b et K2-97b 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 47d 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 l'"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 47d est d'environ 10°C, tandis que celle de Kepler 47c 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 Soleils. 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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