Exoplanètes1

HISTORIQUE

Dès que l’homme à réalisé que les étoiles qui constellent les cieux nocturnes étaient autant d’autres soleils est née l’idée que d’autres planètes devaient logiquement s’y trouver, à l’instar de notre système solaire.
Cependant, ces éventuelles planètes sont restées longtemps hors de portée de nos observations du fait de la puissance insuffisante des télescopes terrestres. De plus, la très grande distance qui nous sépare de ces astres a cantonné cette voie de recherche au domaine du rêve et des spéculations.
Les avancées technologiques de ces dix dernières années en particulier dans le traitement des signaux ont permis, en améliorant considérablement la sensibilité des instruments, de commencer à repérer ces planètes et à en dresser une liste, comportant leurs principales caractéristiques.

MÉTHODES DE DÉTECTION

Les planètes extrasolaires ne peuvent qu’exceptionnellement être vues directement. Elles sont noyées dans l’intense clarté de l’étoile qui les héberge, et de petites tailles par rapport à celle ci. De ce fait, les méthodes de repérage sont indirectes.

La spectroscopie Doppler.

Basé sur la recherche d’un décalage du à l’effet Doppler dans la lumière qui nous parvient de l’étoile. Ce décalage traduit un mouvement de l’étoile du aux perturbations induites par la présence d’une planète.

Principales bases d’observation utilisant cette méthode :

                        - SFSU Planet Search (Observatoires Lick et Keck)
                        - Observatoire de Haute-Provence (Élodie)
                        - Groupe AFOE (Advanced Fiber-Optic Échelle), observatoire de Whipple en Arizona.
                        - Programme de recherche planétaire Anglo-Australien
                        - Télescope Leonard Euler/La Silla (Coralie)

Photométrie d’occultation

Basé sur la variation de l’intensité lumineuse reçue de l’étoile lorsqu’une planète passe entre celle-ci et l’observateur terrestre. La planète occulte la lumière.

                        - STARE (Stellar Astrophysics & Research on Exoplanets)
                        - TEP (Transit of Extrasolar Planets)
                        - ASP (Arizona Search for Planets)
                       - The All Sky Automated Survey.

Astrométrie

C’est la plus ancienne méthode. Basée sur l’étude des mouvements de la position des étoiles dans le ciel.

- Observatoire d’Allegheny

Interférométrie et optique adaptative

L’optique adaptative corrige en temps réel les perturbations atmosphériques et les imperfections des miroirs des télescopes. L’utilisation d’un simple coronographe, occultant la lumière de l’étoile ne permettrait d’observer que des planètes situées à plus de 100UA de celle-ci. L’optique adaptative a réduit cette distance à 25 UA, et à 20UA si on observe dans l’infrarouge.

                        - CAAO (Center for Adaptative Optics), université d’Arizona.
                        - BLINC. Cryostat; Université d’Arizona.
                        - Optical Long Baseline Interferometry News.

Cependant, quelque soit la méthode utilisée, seules les planètes importantes sont ainsi repérables. C’est pourquoi dans la liste qui suit, la plus petite d’entre elles a une masse équivalente à 0,215 fois celle de Jupiter.

TYPES

Planètes géantes et naines brunes.

Au delà d’une certaine limite, évaluée à 13 masse joviennes, la pression au centre d’un astre gazeux devient suffisante pour initier des réactions de fusion, en particulier la fusion du deutérium (isotope de l’hydrogène). Le corps en question émet alors de l’énergie et devient une étoile. Cependant, cette fusion dégage moins d’énergie que la fusion qui se produit au coeur d’une étoile du type soleil, et l’astre rayonne peu (La seconde limite naine brune/étoile se situe à 80 masses joviennes, ou 0,08 masse solaire. L’étoile brûle alors de l’hydrogène). On appelle ce type d’étoiles une naine brune (Naine du fait de la taille relativement réduite par rapport à une étoile classique, brune de par la couleur de la surface, rayonnant relativement peu). C’est pourquoi la liste des objets extrasolaires se cantonnera aux corps de masse inférieure à 13 masses joviennes, de façon à rester dans les limites de définition des planètes, sans aborder celui des naines brunes.

Proximité des planètes géantes

Sous cette limite on trouve les planètes géantes. On pensait ces corps semblables à Jupiter dans notre système solaire. Si tel est parfois le cas, on a aussi trouvé ces planètes géantes à proximité immédiate de l’étoile (7 millions de km autour de 51 Pegasi, soit 20 fois moins que la Terre par rapport au Soleil), et cette constatation a remis en question le modèle couramment admis de formation des planètes, établi au regard de notre propre système.

Il est probable que ces corps se soient formés loin de l’étoile, dans une région froide du disque protoplanétaire, et soient ensuite « tombés » vers le centre. C’est du moins ce que semblent prédire certains modèles informatiques lorsque sont mises en jeu plusieurs planètes et des poussières interplanétaires. La masse gazeuse peut être conservée malgré la température élevée grâce à la gravité importante de la planète. Le processus qui maintient alors la planète proche de l’étoile et la stabilise dans cette position en l’empêchant de tomber reste sujet à spéculations.

Une hypothèse prévoit une force produite par la déformation de la surface liquide induite par l’effet de marée qui tirerait la planète vers l’avant, freinant ainsi sa décélération et sa chute. Une autre possibilité serait que la planète arriverait, aux alentours de 0,05 UA de l’étoile, dans une zone dégagée par le champ magnétique de poussières et de gaz, ce qui freinerait également sa perte d’énergie.

La possibilité de planètes géantes telluriques possédant une surface solide n’est pas non plus à exclure, bien que ce type n’ait jamais été observé. Cependant, dès lors que le mode de formation des planètes est remis en question, toutes les hypothèses deviennent envisageables.