Les "exo-planètes"

vue simulée d'une exo-planète dans son environnement, avec son étoile-mère. site "Amateur Astronomy", à partir de Celestia

On désigne sous le nom d'"exo-planètes" les planètes que l'on commence de trouver en orbite autour d'étoiles autres que le Soleil. La recherche des exo-planètes a commencé dans les années 1990 seulement, lorsque les astronomes ont eu accès à des instruments qui leur permettaient de les découvrir. Pour découvrir qu'il y a une -ou des- planète en orbite autour d'une étoile, on étudie les perturbations gravitationnelles que celle(s)-ci engendre(nt) sur le "mouvement propre" de leur étoile, ce déplacement infime de l'étoile dans le ciel. Cela, de plus, engendre un redshift dans la lumière de l'étoile

Le plus récent scénario probable de la formation des planètes telluriques
Les études les plus récentes et les plus précises concernant la formation de planètes semblables à la Terre autour d'étoiles semblables au Soleil montrent qu'un cadre chronologique correct pour cette formation semble être entre 3 et 300 millions d'années. On doit, de plus, faire une différence entre la formation de planètes qui se fait à partir de disques proto-planétaires massifs et celle qui se fait à partir de disques plus "légers". Dans le premier cas, la formation des planètes telluriques est rapide; dans le second elle prend de 10 à 100 fois plus longtemps. Tout cela amène maintenant les astronomes à estimer qu'approximativement 45% des étoiles semblables au Soleil ont développé un système planétaire avec des planètes semblables à la Terre

Comment se forment les systèmes solaires?

Deux disques proto-planétaires observés autour d'une seule étoile!
Le télescope Hubble a montré, dans une étude de 2006, que l'étoile beta Pictoris possède deux disques proto-planétaires. Le plus récemment découvert a une inclinaison de près de 4° par rapport au disque que l'on connaissait déjè. Il s'étend, de plus, très loin, et peut-être même à plus de 15 milliards de km (24 milliards de miles). C'est une découverte importante car le fait que des planètes se forment à partir de l'un ou l'autre disque -voire plus- pourrait, par exemple, expliquer les légères différences du plan de l'orbite des différentes planètes que l'on trouve, ainsi, dans notre système solaire. Il se pourrait bien que deux disques proto-planétaires ou plus autour d'une même étoile soit la norme dans l'Univers. Une explication possible à ce phénomène pourrait être que, lorsqu'une planète commence de se former, elle "volerait" de la poussière et de la matière au disque proto-planétaire, amenant à la formation d'un nouveau

On admet, généralement, aujourd'hui, qu'il y a systèmes solaires parce qu'il y a formation d'une étoile. Les étoiles se forment de nuages denses de gaz et de poussière. Des irrégularités dans la densité, ou des ondes de choc d'explosions de supernovas font que ces nuages s'"effondrent" sur eux-mêmes. L'effondrement engendre de la chaleur et le fait que le nuage en effondrement tourne sur lui-même amène à la formation d'un disque dans le plan équatorial de l'étoile. C'est ce que l'on appelle un "disque proto-planétaire". Les évènements des premiers temps (vers quelques centaines de milliers d'années) d'une étoile sont fortement agités: l'étoile attire et détruit une partie du disque; d'immenses arches magnétiques apportent le matériau du disque depuis la surface de celui-ci jusqu'à la surface de l'étoile, y créant des "hot spots", des "points chauds"; avant cela, le stress généré par la chute du matériau sur l'étoile naissante est évacué par des jets bi-polaires. Le processus finit, en un million d'années, par atteindre un point d'équilibre: on a une étoile définitivement formée et un disque de débris autour d'elle. Les jets qui émanent de l'étoile, par ailleurs, ont une influence physique sur le disque protoplanétaire, le bombardant de rayons-X, ce qui peut avoir une influence sur la formation des planètes et ils peuvent peut-être également y produire des molécules complexes. Il a été prouvé que l'interaction entre le champ magnétique de l'étoile en formation et le disque proto-planétaire qui l'entoure a comme résultat de ralentir la rotation de l'étoile sur elle-même: cette rotation plus lente pourrait être impliquée dans l'apparition de planètes. Mais, sur ce point, on notera que le Soleil, lorsqu'il s'est formé, tournait sur lui-même 10 fois plus vite qu'aujourd'hui. Ensuite, les débris de matériau et les particules du disque proto-planétaire entrent en collision entre eux, se mélangent, et forment des "planétésimaux", les bases de la formation des planètes, des corps d'un diamètre d'approximativement 190 km (300 miles) de diamètre. Ces planétésimaux, à leur tour, s'agglomèrent entre eux et ces -déjà- "proto-planètes" balayent le disque proto-planétaire, agglomérant du matériau ou en débarassant l'espace ambiant, donnant naissance, autour de l'étoile, à une structure légèrement semblable à celle des anneaux de Saturne. Lorsque le processus de formation des planètes est terminé, il y a, donc, une étoile, des planètes et des anneaux résiduels. La ceinture des astéroïdes, la ceinture de Kuiper (la "Kuiper Belt"), le nuage de Oort, ainsi, autour de notre Soleil, sont de telles zones résiduelles... Il faut 3 à 10 (ou 10 à 50) millions d'années pour former des planètes du type de la Terre -des planètes "telluriques"- alors qu'il faut 10 à 20 millions d'années pour former des géantes gazeuses (le coeur de celles-ci peut se former en aussi peu de temps que 1000 ans, ou moins...). Les géantes gazeuses,

La formation des planètes: modèle de l'"accrétion par un coeur" ou de l'"instabilité gravitationelle"? L'étude, en 2005, d'une exo-planète transitant devant le disque de son étoile a montré que la théorie de la formation des planètes dite de l'"accrétion par un coeur" est la plus probable, en opposition au modèle dit de l'"instabilité gravitationnelle". On pense que l'"accrétion par un coeur" fait que les planètes se forment par accrétion de matière autour d'un coeur de glaces et de roches primitif, de petites dimensions. Dans le modèle de l'"instabilitié gravitationnelle", on pense que les planètes se forment plus rapidement car elle se forment directement, de l'effondrement rapide d'une portion dense et importante du disque proto-planétaire

par ailleurs, se forment les premières et les planètes de type terrestre ne se forment qu'ensuite. Le disque proto-planétaire passe d'un état original où il est fait essentiellement de matériaux légers, tels ceux trouvés dans les comètes à une phase où sa composition lui permet de former des planétésimaux (où il est alors surtout formé de rochers et de métaux). Enfin, une fois les planètes formées, il ne reste plus que des restes de la formation. De plus, au moment où les planètes peuvent se former, une première époque voit le disque contenir beaucoup de gaz -ce qui permet la formation des géantes gazeuses- puis le gaz se dissipe -vers 10 millions d'années après la formation de l'étoile- ce qui permet la formation des planètes rocheuses

La proto-étoile, sur une durée de 6 à 10 millions d'années, "souffle" le disque proto-planétaire et le fait disparaître mais des évènements collisionnels de grande importance reforment constamment le disque. C'est, d'ailleurs, un tel évènement collisionnel qui a formé notre Lune. Certains disques proto-planétaires peuvent ne durer qu'un million d'années alors que d'autres peuvent durer plus d'une centaine de millions d'années -du fait des collisions et de la re-formation permanente du disque. On voit aussi, d'autre part, des étoiles jeunes qui n'ont pas de disque proto-planéataire ce qui permet de penser que l'existence d'un disque proto-planétaire n'est pas forcément liée à l'émergence d'une étoile. Enfin, on a observé que des exo-systèmes solaires sont beaucoup plus grand que notre propre système solaire (de 10 à 100 fois plus grands). La formation d'une étoile, enfin, génère, de façon nette, deux effets importants: le fort vent solaire qui émane de la proto-étoile, d'une part, débarasse le disque proto-planétaire de la plupart de ses éléments légers tels l'hydrogène et l'hélium. Ainsi, on en ne trouve ces éléments gazeux que loin de l'étoile. Ensuite, le plus on est près de la proto-étoile, le plus l'eau se mélange à des particules solides et le plus on en est loin, le plus l'eau continue d'exister sous forme de vapeur d'eau. C'est cela qui explique que tout système solaire, en général, aura des planètes "intérieures", rocheuses, "telluriques" -de type terrestre alors que les planètes "extérieures" seront du type géantes gazeuses. Ainsi s'explique aussi le fait que les satellites des géantes gazeuses soient formées de glace -ainsi les lunes de Jupiter et de Saturne dans notre système solaire

Combien y a-t'il de systèmes planétaires dans l'Univers?

Avant que n'apparaissent des étoiles de type Soleil capables d'avoir un système planétaire, il faut que soient passées trois générations d'étoiles: une première génération d'étoiles super-massives et à vie courte. Elles donnent naissance aux premiers éléments lourds lorsqu'elles terminent leurs vies en supernovas. Une deuxième génération d'étoiles, de type Soleil apparaît ensuite car certains des éléments lourds refroidissent le processus de formation de l'étoile, lui permettant d'atteindre cette taille solaire. Une troisième génération, enfin, d'étoiles bénéficie à la fois, aussi, du ralentissement de formation engendré par les éléments lourds mais elles bénéficient aussi d'un surplus de ceux-ci, lequel permet la formation des planàtes. De telles conditions favorables aux planètes n'apparaissent qu'entre 500 millions et 2 milliards d'années après le Big Bang. Les étoiles de la première génération sont dites de "Population II", composées essentiellement d'hydrogène et d'hélium alors que celles de la deuxième génération, riches en éléments lourds, sont dites de "Population I". Les étoiles 3 fois plus riches en éléments lourds que le Soleil ont 20% de chance d'avoir des planètes alors que les étoiles strictement semblables au Soleil n'en ont que 5 à 10%. Comme, à chaque fois qu'apparaissent, sur les longues durées de l'Univers, de nouvelles générations d'étoiles et qu'elles sont de plus en plus riches en éléments lourds, cela aurait pu mener, dans l'Univers (et encore aujourd'hui) à un "planètes-boom". Même les étoiles doubles ont des planètes dès lors que les deux étoiles du système soit à une distance ni trop grande ni trop petite. On a fait, en juillet 2003, la découverte remarquable qu'une planète gazeuse orbite autour d'un pulsar, dans un amas globulaire, et qu'elle date d'il y a 13 milliards d'années; cela signifie que, dans un tel environnement, le gaz est le seul élément disponible pour la formation de planètes, puisque les éléments lourds n'ont pas encore été créés. On pense, ainsi, que de telles planètes font peut-être partie d'une nouvelle catégorie de planètes, liée à la plus ancienne génération d'étoiles et que ces planètes pourraient être nombreuses. Cette découverte de plus, permet de voir que les planètes peuvent aussi se former dans un environnement stellaire dense tel celui des amas globulaires

Encore des données
. Le nombre d'exo-planètes que l'on trouve autour d'étoiles dans le renflement central de la Galaxie est en harmonie avec le nombre trouvé dans notre environnement stellaire proche (étude du Hubble Space Telescope)
. Les planètes ont une tendance à se former plus naturellement autour d'étoiles riches en éléments plus lourds que l'hydrogène ou l'hélium, tels le carbone, qui permet la formation des planètes
. Dans un environnement de formation d'étoiles dense, certaines étoiles, de type O, super-chaudes peuvent, par leurs vents et radiations stellaires, "souffler" l'environnnement favorable à la formation de planètes qui peut exister autour des autres étoiles, y détruisant, en 1 million d'années, tout disque proto-planétaire. La zone de sécurité autour d'une étoile semble être d'aux alentours de 1,5 années-lumière, soit un-tiers de la distance qui nous sépare de Proxima Centauri
. La question des "Jupiters chauds" semble pouvoir s'expliquer par le fait que ces planès soit se forment autour d'étoiles "froides" -telles des naines rouges- ou, dans le cas des autres étoiles qu'elles se forment loin puis migrent vers l'étoile. Dans le premier cas, le disque proto-planétaire peut être jusqu'à toucher l'étoile et, dans le second, il s'arrête relativement plus loin et c'est là que la migration des géantes gazeuses s'arrête. Lorsque les "Jupiter chauds" sont réellement très près de leur étoile, on les désigne sous le nom de "planètes à ultra-courte période" (en anglais: "Ultra-Short-Period Planets", "USPP"): leur période de révolution est de moins d'1 jour, leur distance à l'étoile n'étant que de 1,19 millions de km (740 000 miles). Ces étoiles ultra-proches de leurs étoiles ont habituellement une masse de 1,6 fois Jupiter (faute de quoi, les forces gravitationnelles les détruiraient). Leur température est élevée: vers 1600° C (3000° F)
. On peut trouver des disques proto-planétaires, donc des planètes, dans les systèmes d'étoiles complexes (ainsi, autour d'une étoile d'un système double qui, lui-même, tourne autour d'un autre système double)
. Une étude de l'été 2007 qui a trouvé de l'eau dans les atmosphères de "Jupiter chauds" laisse penser que l'eau serait ainsi également présente sur des planètes telluriques qui viendraient à exister autour de ces mêmes étoiles. Pour ce qui est de l'atmosphère des exoplanètes, il se pourrait bien que les planètes qui en possèdent une auraient, de plus, une "brume de haute altitude", se situant jusque vers 3200 km (2000 miles) d'altitude (sur Terre, les limites extrêmes de l'atmosphère se situent vers 1280 km (800 miles))
. L'exo-planète la plus proche de la Terre, se trouve à 10 années-lumière de nous

Des 150 exo-planètes que l'on a trouvées jusqu'à maintenant, la plupart sont des planètes de grande taille, semblable à Jupiter. Mais elles sont proches de leur étoile. On appelle ces planètes des "Jupiter chauds" ("hot Jupiters" en anglais). On pense que ces planètes se sont formées beaucoup plus loin de l'étoile et qu'elles ont ensuite "spiralé" vers l'intérieur, détruisant ou agglomérant toute autre planète le long de leur chemin. Une aussi grande

Nombre courant d'exo-planètes (mai 2008): 291

proximité d'avec l'étoile, par ailleurs, empêche que les Jupiters chauds aient des anneaux ou des satellites. Les planètes que l'on a trouvées, jusqu'à présent, plus loin de leurs étoiles, ont des orbites hautement excentriques; ceci est certainement dû au fait que plusieurs planètes se sont formées et ont interagi gravitationnellement autour de l'étoile. Jusqu'à présent, la recherche des exo-planètes n'a pas abouti à ce que l'on trouve des systèmes solaires semblables au nôtre mais il semble certain, qu'au fur et à mesure que la recherche va étendre ses possibilités, on finira par en trouver. Il semble bien que ce que l'on trouvera, ce seront des systèmes solaires semblables au nôtre mais avec un ou deux Jupiters chauds à l'intérieur de l'orbite de Mercure et des corps lointains -au-delà de Pluton- dans des orbites hautement excentriques. Selon que son étoile serait plus ou moins proche de nous, on devrait trouver une exo-planète de type Terre d'ici 2015-2020 ou 2040. Pour y accéder, il faudrait un voyage interstellaire de 150 ans, qui ne pourrait se réaliser que par l'existence successive à bord de plusieurs générations d'êtres humains... Pour ce qui est du nombre d'étoiles qui auraient des systèmes solaires, les estimations vont de 25% d'étoiles de type Soleil dans la Galaxie à 100% des étoiles de la Galaxie, tous types confondus. Par ailleurs, 10% des étoiles situées dans la "zone galactique habitable" connaîtraient la vie... La zone galactique habitable est essentiellement composée des bras spiraux de la Galaxie. La limite, enfin, entre les étoiles de type naines brunes (des étoiles de faible masse) et les planètes s'établit à 13 fois la taille de Jupiter (et les naines brunes restent des naines brunes jusqu'à 75 fois la taille de Jupiter, taille au-delà de laquelle elles entrent dans la catégorie des étoiles normales)

La plus proche exo-planète se trouve à 10,5 années-lumière de nous. Elle orbite autour d'epsilon Eridanu, une étoile semblable au Soleil

Conclusion

Les outils exo-planétaires de prochaine génération -ceux qui apparaîtront entre 2005 et 2010, tels le "Terrestrial Planet Finder", la "Space Interferometry Mission", la mission Kepler ou la mission européenne COROT- se centreront sur la recherche d'exo-planètes de la taille de la Terre. Certaines des exo-planètes qui seront découvertes pourraient tout à fait porter de l'eau du fait que des planètes de glace, formées plus loin de l'étoile, auront migré vers l'intérieur et fondu en route, libérant leur eau. Le Spitzer Telescope, le télescope spatial de la NASA dans l'infra-rouge permet déjà une meilleure étude des disques proto-planétaires. La technique du "micro-lensing gravitationnel" ajoute aussi aux outils actuels des chercheurs d'exo-planètes: cette technique s'apparente au mécanisme déjà bien connu des lentilles gravitionnelles de grandes dimensions, géérées, par exemple, par des galaxies ou des amas de galaxies. Dans le cas des exo-planètes, une étoile, située devant une étoile située plus loin courbe la lumière de celle-ci. Si une planète orbite autour de l'étoile qui est en avant, la lumière augmentée de l'étoile la plus lointaine est alors accrue ou diminuée. L'avantage de cette technique est qu'elle permet de trouver des planètes d'une taille de celle de la Terre

Le Spitzer Telescope permet une meilleure connaissance des Jupiters chauds Les astronomes pensaient que les Jupiters chauds, dans leur atmosphère, avaient beaucoup d'eau. Mais le Spitzer Telescope de la NASA, un télescope spatial travaillant dans l'infra-rouge, a réussi à étudier ces atmosphères: les études ont montré qu'il n'y avait pas d'eau, ou qu'elle était, pour l'essentiel, cachée à l'observation. Certains Jupiters chauds, par contre, ont de minuscules grains de sable dans leur atmosphère, formant des nuages de poussière, haut, au sommet de l'atmosphère... Le Hubble Telescope avait déjà observé que les atmosphères des Jupiters chauds contenaient des éléments comme le sodium, l'oxygène, le carbone et l'hydrogène