Les planètes extrasolaires ou exoplanètes

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Les planètes extrasolaires ou exoplanètes

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Alors, bien sûr commençons par le commencement, ami passionné. Je te pose la question :
















Alors, alors ? Je ne te fais pas l’injure en ayant l’intention de t’apprendre que la réponse était la numéro 5. Et oui, tout simplement, une expoplanète est une planète qui se trouve en dehors du système solaire. Ce n’est pas plus compliqué !

Bon, voyons cela de plus près.





Les exoplanètes, encore appelées planètes extrasolaires, sont des planètes situées hors du système solaire et qui orbitent autour d’une étoile autre que le Soleil. Il faut que tu saches, ami sympathique, que notre système solaire à la même configuration que des milliards d’autres dans le cosmos.

C’est-à-dire que les milliards de milliards d’étoiles que l’on voit dans le ciel, plus celles que l’on ne voit pas, sont entourées d’une ou plusieurs planètes chacune, comme notre système solaire qui présente une étoile, le soleil (qui n’est donc pas une planète) entouré de planètes.

Certains astrophysiciens disent qu’une grande majorité des étoiles présentes un système planétaire, et d’autres affirment qu’il s’agit de la totalité des étoiles du cosmos.

L’existence des planètes extrasolaires a déjà été pensée par les philosophes dès l’Antiquité. Décidémment, pour ça comme pour beaucoup d’autres domaines, ils étaient doués les gars ! Comme dirait l’autre, selon l’expression bien connue, “On n’a rien inventé !” Lesdits philosophes antiques (Démocrite, Épicure, Lucrèce) concevaient que notre Terre pouvait présenter d’autres modèles du même type, comme également le théologien Albert le Grand (XIIIe siècle) et les penseurs Nicolas de Cues (XVe siècle) ou Giordano Bruno (XVIe siècle).
























De très nombreuses observations ont été réalisées depuis 1995, grâce à des méthodes de détection de plus en plus perfectionnées, montrant que ces exoplanètes ne sont finalement pas rares (quelque 5.500 réellement identifiées à ce jour et nombre d’autres en attente de confirmation). Ce sont des objets très divers, souvent très différents des planètes du système solaire, couvrant une large gamme de masse et de distance par rapport à leur étoile. Leur état – physique, gazeux ou solide –, la compréhension de leur formation et leur évolution ou encore l’existence d’objets semblables à la Terre sont autant de questions qui font de ce nouveau domaine de l’astronomie contemporaine l’un des plus fascinants.






La première exoplanète a été découverte en 1995. On l’a appelée “51 Pegasi b” parfois aussi, mais officieusement, Bellérophon. L’Union astronomique internationale (UAI) l’a appelée “Dimidium” ce qui signifie “moitié” en latin, car sa masse est d’au moins une demi-masse de Jupiter.

Elle a été la première exoplanète découverte en orbite autour d’une étoile semblable au Soleil en 1995. Sa température est de 538 à 982 d° C. Pas vraiment de quoi aller passer ses prochaines vacances… Elle se trouve à 51 années-lumière de la Terre. C’est une géante gazeuse étoilée connue, également, sous le nom de “Jupiter chaud” et qui ne prend que quatre jours pour effectuer une orbite, soit une “année” pour elle. Elle se trouve dans la constellation de Pégase. Formidable, n’est-il pas ?





























Bon, cela dit, de nombreux corps célestes de ce type ont été mis en évidence depuis. Comme rappelé ci-dessus, au 11 juillet 2023, la NASA avait annoncé l’existence et l’observation scientifique de plus de 5.500 exoplanètes : des petites, des grandes, avec des océans de métal en fusion ou avec des averses de silicate.

Cette question d’exoplanète, philosophique à “la base”, n’est devenue scientifique qu’au cours du XIXe siècle, lorsqu’une meilleure connaissance du système solaire, la maîtrise de la mécanique céleste newtonienne et de la photographie ont permis de rechercher dans le mouvement propre d’une étoile, située loin du Soleil, des perturbations périodiques de trajectoire (“zigzag”) qui traduiraient la présence d’une planète en orbite autour de cette étoile.

Tout d’abord, pourquoi être néanmoins convaincu que des systèmes planétaires autres que le système solaire existent ? Deux raisons bien différentes ont persuadé les astronomes.


Le texte ci-dessous en rouge et italique est une parenthèse technique. Si tu veux, tu peux la zapper, et reprendre à sa suite le texte en noir et droit, suite de l’article.

Dans les années 1970, les modèles d’accrétion gravitationnelle, conduisant à la formation d’une étoile ou d’objets moins massifs, ont mis en évidence des domaines précis de masse : ainsi, l’accrétion d’une masse supérieure à 0,08 fois la masse du Soleil (notée MSoleil), soit 80 fois la masse de la planète Jupiter (notée MJup), entraîne l’allumage des réactions nucléaires dans le cœur de l’étoile en formation. L’accrétion d’une masse comprise entre 13 et 80 MJup forme un objet peu lumineux : une naine brune. En dessous de 13 MJup se trouve le royaume des planètes, depuis les géantes de gaz, comme Jupiter, jusqu’aux planètes dites telluriques, composées surtout de roches et de métaux, comme la Terre (0,003 MJup), Mars (0,1 MTerre) ou Mercure (0,06 MTerre). Cette valeur de 13 MJup est calculée pour l’accrétion d’un gaz ayant une composition en éléments chimiques identique à celle du Soleil (on parle de même métallicité que le Soleil). Pour des compositions différentes, telles qu’il peut s’en rencontrer dans la Galaxie, la valeur frontière différerait légèrement. L’Union astronomique internationale a néanmoins fixé, de façon conventionnelle, l’attribution de la qualité d’exoplanète à tout objet de masse inférieure à 13 MJup, en orbite autour d’une étoile autre que le Soleil. L’étude des propriétés (en particulier de la masse et du rayon) et des processus de formation des exoplanètes connues va progressivement enrichir ces catégories initiales, qui forment néanmoins une première approximation commode.

Les premières méthodes utilisées pour détecter des exoplanètes étaient indirectes. Parmi elles, la méthode dite de vélocimétrie recherche, par spectroscopie de précision, une variation périodique de la vitesse de l’étoile par rapport à la Terre sous l’effet de la gravitation d’une hypothétique planète. Elle a permis de détecter en 1988 un premier objet de faible masse, auquel n’a été assigné, de manière prudente, que le statut de naine brune. Mais la voie est ouverte : à l’automne de 1995, Michel Mayor et Didier Queloz (chercheurs de l’Observatoire de Genève), utilisant à l’Observatoire de Haute-Provence un spectromètre de très haute précision, dont le principe est dû au Français André Baranne (Marseille), découvrent la première planète autour d’une autre étoile que le Soleil. C’est 51 Pegasi b, dont la masse est au moins égale à 0,5 MJup. À la surprise générale, celle-ci est extrêmement proche de son étoile car elle possède une période de révolution de quatre jours et demi, ce qui en a facilité la détection. Depuis, les découvertes se sont multipliées du fait de la diversification des méthodes d’observation et de mesure. En particulier, la méthode vélocimétrique a rapidement été complétée par une autre méthode indirecte extrêmement féconde, celle des transits, puis par l’imagerie directe des planètes.






En 1995, 51 Pegasi est donc la première étoile de type solaire autour de laquelle une planète est découverte. Celle-ci est appelée 51 Pegasi b : le nom d’une exoplanète est constitué du nom de son étoile suivi de la lettre b. Dans le cas d’un système multiple, c’est-à-dire comprenant au moins deux exoplanètes, la deuxième est appelée c, la troisième d, la quatrième e, et ainsi de suite, l’ordre reflétant la chronologie des découvertes et non la chronologie de la distance de la planète par rapport à son étoile. Cette première exoplanète est devenue le prototype des “Jupiter chauds”, ces planètes géantes évoluant très près de leur étoile, avec en conséquence une température atmosphérique très élevée (plus de 1 000 K).

Le texte ci-dessous en rouge et italique est une parenthèse technique. Si tu veux, tu peux la zapper, et reprendre à sa suite le texte en noir et droit, suite de l’article.

Extrait du site de la NASA : 51 Pegasi b est une exoplanète géante gazeuse qui orbite autour d’une étoile de type G. Sa masse est de 0,46 Jupiter, il lui faut 4,2 jours pour terminer une orbite de son étoile et se trouve à 0,0527 UA de son étoile. Sa découverte a été annoncée en 1995. Sa découverte a été faite par la méthode de la Vitesse radiale. Son excentricité est de 0,01.

HD 209458 b, effectuant une révolution en 3,5 jours seulement autour d’une étoile semblable au Soleil, est également un Jupiter chaud mis en évidence en 1999 par la méthode vélocimétrique, laquelle ne pouvait fournir qu’une masse minimale, puisqu’alors l’inclinaison de l’orbite était inconnue. Mais, à la différence de 51 Pegasi b, il est apparu que HD 209458 b évolue sur une orbite que l’on voit par la tranche depuis la Terre. La planète passe donc régulièrement (tous les 3,5 jours) entre l’étoile et la Terre (phénomène appelé transit). L’observation du transit de la planète a alors permis de mesurer le rayon de celle-ci.

2Mass 1207-39 b et AB Pic b sont les deux premiers corps de masse planétaire détectés en imagerie directe. Le premier, découvert en 2004, a une masse d’environ 5 MJup et orbite autour d’une naine brune de 25 MJup. Le second, découvert en 2005, orbite à près de 250 unités astronomiques (UA, unité correspondant à la distance Terre-Soleil) de son étoile, et sa masse se situe à la limite de celle des naines brunes. Ces deux objets, comme d’autres analogues découverts depuis, ont des caractéristiques très différentes de celles des planètes géantes du système solaire.


























Les nombreuses observations accumulées depuis le milieu des années 1990 deviennent statistiquement significatives et indiquent que les exoplanètes ne sont pas rares. Plus de 50 p. 100 des étoiles semblables au Soleil abriteraient autour d’elles des exoplanètes peu massives et solides (de type tellurique), tandis que 5 à 10 p. 100 abriteraient des exoplanètes plus massives et gazeuses. Ce dernier pourcentage est sans doute sous-estimé, car il ne compte que les géantes orbitant à moins de 5 ua environ.

En effet, les exoplanètes géantes situées loin de leur étoile sont difficiles à détecter par les méthodes indirectes, leur période de révolution se comptant en décennies, alors même que les modèles en prévoient une formation fréquente. La fraction d’étoiles entourées d’exoplanètes peu massives est sans doute également sous-estimée, car les exoplanètes de la taille de la Terre ou plus petites sont largement en dessous du seuil de détection des instruments actuels.






Les plus de 5 500 exoplanètes connues lors de la rédaction de cette article, soit en mai 2024, ont permis d’amorcer une classification de ces objets. Les critères de celle-ci, déterminants pour caractériser les systèmes planétaires et comprendre l’histoire de leur formation, sont la masse de la planète et sa distance à l’étoile.

Le texte en italique rouge ci-dessous donne quelques précisions supplémentaires techniques. Tu peux ne pas le lire, il n’influencera pas la suite de la lecture de l’article. Dans ce cas, reprends après ce cadre, la lecture en lettres noires et droites.

Voici les deux éléments importants pour déterminer une classification des exoplanètes :

Tout va bien, mon ami astronome ? Oui, alors, c’est parti, on continue notre article !

Les données actuelles concernant la masse des exoplanètes et leur distance à l’étoile sont encore limitées. Cependant elles montrent déjà une grande diversité de ces objets par rapport au système solaire.

Malgré les nombreuses classifications en cours d’élaboration actuellement, se trouvent de nombreux cas particulièrement intéressants et inattendus, comme cette nouvelle classe appelée “Jupiters chauds”, ou encore “Pégasides” par référence à 51 Pegasi b, première exoplanète détectée comme expliqué ci-dessus. Ces exoplanètes évoluent très près de leur étoile.

Plusieurs centaines de systèmes planétaires multiples ont été identifiées par les méthodes indirectes autour d’étoiles d’âge comparable à celui du Soleil (quelque 4,5 milliards d’années), ou plus âgées, et un système a été découvert en imagerie directe autour de la jeune étoile HR 8799 (environ 60 millions d’années).



























Une équipe internationale d’astronomes confirment qu’un objet détecté et photographié autour d’une naine brune, en avril 2004, est une exoplanète et non pas un simple ‘objet rouge’ dont la nature n’apparaissait pas clairement. Lors de sa découverte, les astronomes ne parvenaient pas à savoir si l’objet était lié à la naine brune, ou s’il s’agissait d’un objet bien plus lointain comme une galaxie ou une étoile froide d’un type particulier.

Ils ont maintenant acquis la certitude qu’il s’agit d’une planète géante, approximativement 5 fois plus massive que Jupiter. Le petit système solaire (2M1207) se situe près de la constellation de l’Hydre, à quelque 200 années-lumière de la Terre. La planète baptisée 2M1207b est plus de 100 fois plus faible que son étoile parent (2M1207a). Le spectre de l’exoplanète révèle des traces de molécules d’eau ce qui tend à montrer qu’il s’agit d’un monde froid.























Ces observations ont montré que les deux objets sont gravitationnellement liés.


















Ce graphique montre la position relative de 2M1207b par rapport à 2M1207a à trois époques différentes (avril 2004, février et mars 2005). Ne regarde, ma cousine, sur ce schéma que la ligne rouge. Sur cette dernière, on voit, durant cette période de temps, un déplacement identique des deux objets dans le cosmos. Ils sont donc liés. C’est donc un système solaire avec une exoplanète.







Une grande variété de configurations est observée. On a trouvé des configurations inverses de notre système solaire, comme par exemple, des systèmes constitués de géantes gazeuses proches de leur étoile et d’exoplanètes moins massives à l’extérieur alors que, dans le système solaire, les planètes telluriques orbitent toutes plus près du Soleil que les géantes qui sont beaucoup plus massives.















Il faut noter que les orbites des exoplanètes au sein d’un système multiple (cas de HR 8799) ne peuvent être quelconques : elles doivent être compatibles avec la stabilité dynamique de l’ensemble à long terme, sous l’effet des forces de gravitation.

Cela dit, les études des systèmes multiples détectés à ce jour autour d’étoiles analogues au Soleil sont encore très imprécises. Ceci est très probablement dû au fait que les méthodes actuelles ne permettent pas de détecter de véritables analogues à la Terre ou à Mars, et parce que les durées de mesures disponibles ne sont pas suffisamment longues pour détecter, par les méthodes indirectes, des analogues à Saturne  Uranus ou Neptune, dont les périodes de révolution sont de plusieurs décennies.








Si la masse et les propriétés orbitales des exoplanètes détectées commencent à être bien précisées, les propriétés physiques (atmosphère, océans, structure interne) le sont beaucoup moins, car les observations y donnent bien moins directement accès.

Deux méthodes sont possibles :

  1. l’une fondée sur la combinaison des mesures issues de la vélocimétrie (mesure de la vitesse) et du transit (passage d’une planète devant son étoile)
  2. l’autre sur l’étude spectroscopique des atmosphères planétaires.

Lorsqu’une exoplanète a été détectée à la fois par transit et vélocimétrie, son rayon et sa masse sont calculables, et l’on en déduit immédiatement sa masse volumique moyenne. Cette information est cruciale car elle renseigne sur l’état physique de l’exoplanète.

Les exoplanètes de très grand rayon et de faible densité sont principalement gazeuses, et elles sont qualifiées de géantes. Les exoplanètes de quelques masses terrestres seulement, ayant un petit rayon (quelques rayons terrestres) et une grande densité, appelées super-Terres, n’ont pas d’équivalent dans le système solaire ; elles ne sont pourtant pas rares.

Le texte en italique rouge dans le cadre ci-dessous donne quelques précisions supplémentaires techniques. Tu peux ne pas le lire, il n’influencera pas la suite de la lecture de l’article. Dans ce cas, reprends après ce cadre, la lecture en lettres noires et droites.

Avec ce même critère de densité moyenne, une autre catégorie d’exoplanètes a été proposée, les « planètes-océans ». Celles-ci, de densité inférieure à celle des planètes telluriques et de rayon un peu plus grand, seraient recouvertes sur toute leur surface d’une couche d’eau liquide, épaisse de plusieurs dizaines de kilomètres. Enfin, les exoplanètes de densité et de masse très comparables à celles de la Terre, appelées telluriques, sont solides et rocheuses.

Il convient de préciser que le détail de l’intérieur des exoplanètes (structure interne) demeure inconnu, car les deux quantités mesurées (rayon et masse) sont insuffisantes pour prétendre le décrire de façon unique. En effet, bien souvent, plusieurs modèles différents de l’intérieur peuvent reproduire les observables disponibles (ce qu’on désigne par la « dégénérescence des modèles »).

Si la description de la structure interne des exoplanètes demeure très difficile, celle des atmosphères l’est moins, grâce aux études spectroscopiques, conduites sur un nombre toutefois encore très limité de cas : quelques Jupiters chauds et quelques exoplanètes éloignées de leur étoile.

Tout va bien, mon ami astronome ? Oui, alors, c’est parti, on continue notre article.

Les atmosphères des Jupiters chauds sont étudiées en comparant les spectres ultraviolet, visible ou infrarouge du rayonnement de l’étoile avant et pendant un transit, que celui-ci soit primaire (la planète passe entre l’étoile et l’observateur terrestre), ou secondaire (planète, étoile et observateur sont toujours alignés, mais la planète passe cette fois derrière l’étoile). Lors de ces transits, la lumière de l’étoile interagit avec l’atmosphère de l’exoplanète, qu’elle y soit absorbée ou diffusée, et cette lumière doit donc être affectée. Par exemple, lorsque des éléments chimiques sont présents dans l’atmosphère de la planète, ils créent, dans le spectre de la lumière reçue de l’étoile, des absorptions caractéristiques ; ces dernières vont donner des informations sur la présence et l’abondance de ces éléments.

Or, dans plusieurs cas, les spectres obtenus sont plats et ne contiennent pas les raies spectrales que les atomes et molécules de l’atmosphère planétaire devraient produire. Ce résultat inattendu est attribué à la présence, dans l’atmosphère exoplanétaire, de nuages de poussières ou de brouillards, qui masquent les raies spectrales. Néanmoins, plusieurs constituants ont été détectés dans les atmosphères de certains Jupiters chauds, tels que le carbone, l’oxygène, le sodium, le fer, le magnésium, l’eau, le monoxyde de carbone, le dioxyde de carbone, le méthane, etc. Notons que, du fait de leur proximité à l’étoile, les atmosphères des Jupiters chauds sont soumises à des rayonnements X très énergétiques, ainsi qu’au bombardement de particules (vent stellaire). Le rayonnement ultraviolet de l’étoile, notamment dans l’intense raie Lyman-α qu’émet l’hydrogène, affecte significativement les couches supérieures de l’atmosphère exoplanétaire, provoquant chauffage, ionisation, réactions photochimiques. Ainsi, les atmosphères des Jupiters chauds sont sans doute très différentes de celles des Jupiters plus éloignés de leur étoile. L’intensité du rayonnement stellaire peut même dans certains cas provoquer une évaporation de l’atmosphère. Enfin, pour ces exoplanètes qui tournent aussi près de leur étoile, on observe d’importantes variations de température entre le jour et la nuit, qui doivent induire des vents considérables au sein de l’atmosphère.

Les planètes gazeuses situées loin de leur étoile offrent la possibilité d’étudier des atmosphères moins intensément exposées à la lumière de celle-ci. Le couplage entre spectroscopie et optique adaptative a fourni des spectres de grande qualité qui, dans l’atmosphère de plusieurs planètes, révèlent des molécules telles que l’eau, le monoxyde de carbone, le méthane… Des nuages localisés de poussières, dont certains évoluent au cours du temps, ont également été mis en évidence. De nouvelles études de type « météorologie » débutent donc sur ces planètes.

Le scénario accepté de formation des planètes du système solaire considère que celles-ci se sont constituées dans un disque de gaz et de grains microscopiques de poussières, tournant autour d’un Soleil n’ayant pas encore atteint son état d’équilibre. Au sein de ce disque se seraient développés des grains de plus en plus gros, puis des corps solides appelés planétésimaux, d’une dimension atteignant quelques kilomètres, formant les briques de base de la formation des planètes.

Deux zones sont à distinguer dans ce disque :

  1. une zone externe, dans laquelle les molécules contenant de l’hydrogène – élément le plus abondant dans le disque –, Les planètes gazeuses situées loin de leur étoile offrent la possibilité d’étudier des atmosphères moins intensément exposées à la lumière de celle-ci. Le couplage entre spectroscopie et optique adaptative a fourni des spectres de grande qualité qui, dans l’atmosphère de plusieurs planètes, révèlent des molécules telles que l’eau, le monoxyde de carbone, le méthane… Des nuages localisés de poussières, dont certains évoluent au cours du temps, ont également été mis en évidence. De nouvelles études de type « météorologie » débutent donc sur ces planètes., sont organisées sous forme de glaces.
  2. une zone interne, dans laquelle ces molécules sont dans un état liquide ou gazeux.

On appelle « ligne des glaces » la région qui sépare ces deux zones. Sa distance à l’étoile varie en fonction de la température de celle-ci, et donc de sa masse (plus la masse de l’étoile est importante, plus sa température est élevée), et de son âge (l’étoile se refroidissant au cours du temps).

Dans le cas du Soleil, cette distance est aujourd’hui d’environ 3 ua et marque la séparation entre la région où se trouvent les planètes telluriques et celle où orbitent les planètes géantes.

Au-delà de la ligne des glaces, la densité de matière solide disponible augmentant de manière très importante et abrupte, les planétésimaux pourraient s’agréger rapidement entre eux pour former des noyaux solides d’une dizaine de masses terrestres, lesquels devenant à leur tour assez massifs pour attirer, en quelques millions d’années au plus, de très grandes quantités de gaz, formant ainsi les planètes géantes et gazeuses.

En deçà de cette ligne des glaces, les planétésimaux se seraient agglomérés plus lentement, en quelques dizaines de millions d’années, pour former des planètes telluriques bien moins massives et rocheuses.

Tout va bien, mon cousin ?







Ami passionné, l’astronomie n’a pas fini de se développer. Et zou, une nouvelle spécialité : l’exoplanétologie. Eh oui! En effet, depuis 1995, la multiplication des découvertes d’exoplanètes a donné naissance à une discipline nouvelle, l’exoplanétologie. Ce domaine de recherche a évolué très rapidement grâce à l’accumulation d’observations dues à des méthodes s’affinant sans cesse, à l’amélioration des modèles théoriques et des simulations numériques, et à des expériences en laboratoire testant certains processus physico-chimiques.





Nous savons désormais que les exoplanètes ne sont pas rares dans l’Univers. Les données recueillies révèlent déjà une diversité de constitution et de propriétés de ces corps célestes que le seul exemple du système solaire n’avait pas permis d’imaginer. Pourtant, nous sommes encore bien loin d’avoir exploré la diversité de ces systèmes planétaires.