Planètes extrasolaires : la moisson

Lucienne Gouguenheim

La première planète extra-solaire a été découverte en 1995, par les astronomes suisses Michel Mayor et Didier Queloz, au voisinage de l'étoile 51 Pegasi, étoile très similaire au Soleil, de type spectral G3 et de rayon 1,3 rayon solaire ; elle est située à grande proximité de l'étoile, à 0,051 u.a..

On dénombre actuellement plus de 40 étoiles assez semblables au Soleil, au voisinage desquelles on a mis en évidence la présence d'une planète. Il s'agit généralement d'une grosse planète, comparable à Jupiter ou Saturne, et située à grande proximité de l'étoile.

Elle sont détectées par l'étude du spectre de l'étoile : l'attraction gravitationnelle de la planète compagnon entraîne un mouvement périodique de l'étoile qui se décèle par la variation de la composante radiale de sa vitesse. Ce mouvement est de faible amplitude, quelques dizaines de mètres par seconde seulement dans le cas le plus favorable où le compagnon est une grosse planète, du type de Jupiter (voir "compléments" ci-dessous) ; le décalage des raies observées dans le spectre est donc faible, de l'ordre du cent millième de leur largeur. Ces mesures difficiles sont désormais accessibles grâce à des spectroscopes adaptés, tel "Elodie", réalisé à l'observatoire de Haute Provence par un groupe d'astronomes des observatoires de Marseille, de Haute-Provence et de Genève.

Occultation partielle de l'étoile HD209458.

Ces observations spectroscopiques fournissent la période du mouvement, l'excentricité de l'orbite et la valeur maximale de la composante radiale de la vitesse de l'étoile, qui est une projection sur la ligne de visée de la vitesse orbitale ; on en déduit une limite inférieure de la masse de la planète. Pour reconstituer complètement les caractéristiques de l'orbite et en déduire la masse et le rayon de la planète, il faudrait connaître l'angle que fait la ligne de visée avec le plan orbital. Ce n'est en général pas possible, sauf dans le cas particulier où cet angle est pratiquement nul : en effet, dans ce cas, la planète est amenée à se projeter périodiquement devant le disque de l'étoile ; ce phénomène de transit affaiblit très légèrement l'éclat apparent de cette étoile - proportionnellement à la surface occultée par la planète.

Cette observation vient d'être effectuée, indépendamment par deux équipes, l'une à Boulder, au Colorado autour d'un jeune thésitif, David Charbonneau, et l'autre en Arizona, dans le cas de l'étoile HD209458, située à 170 a.l., qui est assez similaire au Soleil, ce qui permet d'évaluer sa masse à 1,1 masse solaire et son rayon à 1,1 rayon solaire ; les observations spectroscopiques avaient montré que son compagnon est une grosse planète, du type de Jupiter, dont l'orbite est très proche de l'étoile à seulement 0,05 unités astronomiques (pour comparaison, le rayon de l'orbite de Mercure, la planète la plus proche du Soleil, est 8 fois plus grand), et la période orbitale de 3,5 jours. Lors du transit, l'éclat apparent de l'étoile a diminué de 1,6 % (soit 0,017 magnitude) pendant deux heures et quart. L'interprétation des observations conduit à préciser les caractéristiques de la planète : sa masse est 0,63 fois celle de Jupiter et son rayon 1,27 fois celui de Jupiter, ce qui lui confère une densité moyenne de 0,38, encore plus faible que celle de Saturne, la seule planète du système solaire qui pourrait flotter dans l'eau.

Les planètes ne restent pas sur le lieu de leur formation.
Toutes les planètes découvertes jusqu'ici sont géantes, du type de Jupiter, ce qui provient d'une sélection observationnelle : on détecte les planètes qui ont des masses suffisantes pour induire un mouvement décelable de l'étoile.

Elles ont toutes des périodes orbitales faibles, ce qui résulte aussi d'une sélection observationnelle : ce sont les plus faciles à détecter sur une courte échelle de temps.

On a néanmoins été surpris de trouver des grosses planètes aussi proches de leur étoile : dans le système solaire, les planètes proches du Soleil sont la Terre et ses semblables, dites "telluriques" ; les grosses planètes "jupitériennes" sont plus éloignées, et cette situation s'explique très bien par le mode de formation des planètes géantes, qui repose sur l'agglomération de grains de glace pollués par des grains de poussière, que l'on ne trouve qu'à une suffisamment grande distance de l'étoile, de telle sorte que son rayonnement ne parvienne plus à les sublimer. Les travaux théoriques évaluent cette distance minimale à 4 ou 5 unités astronomiques, ce qui implique des périodes orbitales pour une étoile centrale de la masse du Soleil, de 10 à 30 ans. L'explication du paradoxe se trouve dans des travaux théoriques effectués dès les années 1980, qui avaient montré que les planètes ne restent pas sur les lieux de leur formation : du fait de leur interaction avec le disque de gaz et de poussière qui subsiste de la nébuleuse primitive pendant les premiers temps de la vie du système, elles migrent régulièrement vers l'étoile tant que persiste l'existence du disque. C'est le cas de Jupiter, dont on pense qu'elle s'est formée bien au-delà de sa distance actuelle au Soleil.

La recherche continue.

Des astronomes de Harvard ont découvert autour de l'étoile upsilon Andromedæ 3 planètes ; leurs masses sont respectivement 0,75 ; 2 et 4 fois celle de Jupiter ; les rayons des orbites 0,06 ; 0,83 et 2,5 u.a. ; les périodes 4,6 j ; 242 j et 3,5 ans.

L'équipe suisse vient d'annoncer la découverte de 6 nouvelles "exoplanètes", qu'elle vient d'effectuer avec le télescope Leonhard Euler, de 1,2 m d'ouverture sur le site de l'Observatoire Européen Austral. La situation de l'étoile HD83443, dans la constellation de Vela est particulièrement intéressante : le rayon de l'orbite de la planète est le plus petit que l'on connaisse : 0,038 u.a. et la période est très courte : 2,986 jours. Cette situation en fait un bon candidat pour la recherche d'une occultation. De plus, la vitesse de l'étoile dérive régulièrement au cours du temps, ce qui pourrait être dû à la présence d'une seconde planète.

L'échantillon de planètes extra-solaires devient suffisant pour que l'on commence à mener des études statistiques. Pourquoi l'abondance des éléments lourds est-elle plus élevée que la normale dans les atmosphères des étoiles ayant des compagnons planétaires ? Cela a-t-il à voir avec le processus de formation ?

Des questions particulièrement intéressantes concernent la transition entre planète et naine brune, ces "étoiles ratées" dont la matière est dans un état de très grande densité de telle sorte que les effets d'agitation quantique du gaz d'électrons assurent leur équilibre. On connait actuellement trois compagnons d'étoiles dont la limite inférieure de la masse dépasse la limite généralement adoptée de 10 masses de Jupiter qui sépare les planètes des naines brunes.