Système planétaire

Vue d'artiste d'un système planétaire.

En astronomie, un système planétaire (parfois confondu avec système stellaire) est un système composé de planètes et de divers corps célestes inertes (astéroïdes, comètes, etc.) gravitant autour d'une étoile. Le système solaire est un exemple de système planétaire.

Le premier système planétaire découvert autour d'une étoile de type solaire en dehors du système solaire est celui de l'étoile 51 Pegasi en 1995. Depuis ce temps, des centaines de planètes extra-solaires ont été découvertes.

Historique

Le concept de système planétaire a été développé à partir de l'observation du système solaire.

• PSR B1257+12 - le premier véritable système planétaire extrasolaire, découvert en 1990, le premier système planétaire autour d'un pulsar, le premier système découvert comportant plusieurs exoplanètes.
• 51 Pegasi - avec 51 Pegasi b qui est la première exoplanète orbitant autour d'une étoile non-dégénérée, découverte en 1995. On pense qu'il s'agit en fait d'un système protoplanétaire, c'est-à-dire en cours de formation.
• Gliese 581 - avec l'exoplanète Gliese 581 g, une planète tellurique susceptible d'abriter la vie telle que nous la connaissons sur Terre.
• Epsilon Eridani - le système le plus proche^[1].

Caractéristiques physiques

Vue d'artiste sur le système planétaire 2M1207

Un système planétaire se développe autour d'une étoile en général, mais dans certains cas, on peut le retrouver autour d'un pulsar, d'une naine rouge ou d'une naine brune, comme le système autour de l'étoile 2M1207. Puis, on retrouve une ou plusieurs planètes en orbite qui peuvent être des planètes telluriques, des planètes gazeuses ou des super-Terres. Étant donné la difficulté à détecter les objets célestes autour des étoiles dû à la présence de ces dernières, la très grand majorité des systèmes planétaires connus jusqu'à présent n'est formée que d'une seule planète.

Formation et évolution

On croit que les systèmes planétaires sont généralement formés à partir du même processus qui résulte en la naissance des étoiles. Certaines des premières théories impliquaient une autre étoile qui en passant très près du Soleil, a attiré de la matière de celui-ci qui a par la suite fusionnée pour former les planètes du système solaire. Cependant, on sait que les probabilités d'une telle quasi-collision sont bien trop basses pour que ce modèle soit acceptable. Les théories que l'on accepte aujourd'hui avancent qu'un disque protoplanétaire se forme par l'effondrement gravitationnel d'un nuage moléculaire, avant d'évoluer en un système planétaire, grâce à des collisions et à la capture gravitationnelle^[2].

Certains systèmes planétaires peuvent cependant se former de façon différente. Les planètes qui sont en orbite autour de pulsars, des étoiles qui émettent des éclats de rayonnement électromagnétique de façon périodique, ont été découvertes par les légères variations qu'elles causent dans le rythme de l'émission de ces éclats. Les pulsars sont formés des explosions violentes des supernovas, et un système planétaire normal ne pourrait possiblement pas survivre à une telle explosion; les planètes s'évaporeraient, seraient expulsées hors de leur orbite par les masses de gaz provenant de l'étoile qui explose ou s'échapperaient du champ gravitationnel de cette étoile centrale à cause de la soudaine perte de la majorité de la masse de cette dernière.Il existe une théorie qui dit que les objets stellaires déjà présents ont été presque entièrement évaporés par le souffle de l'explosion de la supernova, laissant ainsi plusieurs objets de la taille d'une planète. Alternativement, des planètes ont pu être créées d'une certaine manière dans le disque d'accrétion entourant un pulsar ^[3].

La formation ou non de systèmes planétaires a aussi été reliée au type spectral d'une étoile. Les étoiles sont composées principalement d'éléments légers comme l'hydrogène et l'hélium. Elles contiennent aussi une petite proportion d'éléments plus lourd, comme le fer, et cette fraction réfère à la métallicité d'une étoile. Les étoiles avec une métallicité élevée ont plus de probabilités de former et de retenir des systèmes planétaires et leurs planètes ont tendance à être plus massives que les planètes orbitant autour d'étoiles de faible métallicité. Il a aussi été démontré que les étoiles ayant un système planétaire sont plus prédisposées à être déficientes en lithium^[4]. Des observations récentes faites par le télescope spatial Spitzer indiquent que la formation de planètes ne se produit pas autour d'autres étoiles dans les environs d'une étoile de classe O à cause de la photoévaporation^[5].

Taille et masse

Il n'existe pas de modèles typiques concernant la taille et la masse d'exoplanètes ni de leur étoiles. Elles peuvent varier entre la taille de géantes gazeuses et de planètes tellurique. Cependant sur les centaines de d'exoplanètes découvertes jusqu'à maintenant, la majorité ont la taille de Jupiter et presque tous sont dix fois plus grand que la Terre. Ces dernières peuvent orbiter à une distance très faible de leur étoile mère, soit environ la distance qui sépare Mercure et le Soleil.

Zone habitable

La zone habitable de Gliese 581 comparée avec la zone habitable de notre système solaire.

Un exemple d'un système capable de calculer la position de la zone habitable selon la grosseur de l'étoile centrale.

La zone habitable, ou zone d'habitabilité, est la région du système dans laquelle une exoplanète peut contenir de l'eau sous forme liquide et ainsi offrir des conditions favorables à l'émergence de la vie^[6]. En général, pour un système planétaire avec une étoile de la grosseur du Soleil, cette distance sera semblable à celle de la Terre, soit 1 UA Si l'étoile centrale est plus petite et moins lumineuse, cette distance sera plus petite et vice versa. Cependant, la présence d'une exoplanète dans sa zone habitable ne veut pas nécessairement dire qu'on puisse y retrouver la vie, car d'autres facteurs peuvent jouer dans l'émergence et le maintien de la vie. Il y aurait à ce jour plus d'une cinquantaine de planètes potentiellement habitables^[7], mais c'est une planète tellurique de Gliese 581, Gliese 581 g , qui est considérée comme étant l'exoplanète la plus potentiellement habitable. À cet effet, Steven Vogt s'est déclaré sûr « à 100 % » que la vie existe sur cette planète^[8].

Méthodes de détection

Détecter et observer une étoile est relativement facile de nos jours, mais pour découvrir des systèmes planétaires, il faut détecter les exoplanètes orbitant autour de l'étoile. Il est très difficile d'y parvenir d'une manière directe, et ce, pour plusieurs raisons:

• une planète ne produit pas de lumière: elle ne fait que diffuser celle qu'elle reçoit de son étoile, ce qui est bien peu.
• la distance qui nous sépare de l'étoile est de loin bien plus importante que celle qui sépare l'exoplanète et son étoile : le pouvoir séparateur des instruments de détection doit donc être très élevé pour pouvoir les distinguer.

Ainsi, les seules méthodes de détection qui fonctionnaient jusqu'à très récemment sont appelées méthodes « indirectes », car elles ne détectent pas directement les photons venant de la planète. Il existe plusieurs méthodes, présentes et futures pour détecter un système planétaire. La plupart sont détectées depuis les observatoires au sol.

Par la vitesse radiale

Cette méthode est basée sur l'étude du spectre lumineux de l'étoile. Les mouvements d'un astre sont influencés par la présence d'une planète orbitant autour de lui, ce qui provoque un décalage périodique de sa position. Cela permet de déterminer grâce à l'effet Doppler-Fizeau la vitesse radiale du spectre lumineux. De manière identique aux binaires spectroscopiques, ceci nous apporte des informations concernant la position de l'orbite de la planète ainsi que sur sa masse.

Cette méthode de détection est plus performante pour des vitesses radiales élevées : autrement dit, pour des planètes évoluant très près de leur étoile, et qui sont très massives. Ceci explique que de nombreuses exoplanètes découvertes jusqu'à aujourd'hui ont une orbite très proche de leur étoile.

C'est par cette méthode que la plupart des planètes extrasolaires ont été détectées.

Par le transit

Transit primaire (méthode indirecte)

Le transit de la planète devant son étoile fait varier la luminosité de cette dernière

Cette méthode de détection indirecte est basée sur l'étude de la luminosité de l'étoile. En effet, si celle-ci varie périodiquement cela peut provenir du fait qu'une planète passe devant.

Cette méthode a été proposée pour la première fois en 1951 par Otto Struve de l'observatoire Yerkes de l'université de Chicago. Elle a été proposée à nouveau à deux reprises : en 1971 par Frank Rosenblatt de l'université Cornell, puis en 1980 par William Borucki du centre de recherche Ames de la NASA, en Californie.

Bien que la variation de luminosité d'une étoile soit plus facilement repérable que la variation de sa vitesse radiale, cette méthode se révèle peu efficace en termes de quantité de planètes détectées par rapport à la somme des étoiles observées. En effet, on ne peut l'utiliser que dans le cas où nous observons le système stellaire quasiment par la tranche. On peut montrer que pour des orientations aléatoires de l'orbite, la probabilité géométrique de détection par cette méthode est inversement proportionnelle à la distance entre l'étoile et la planète. On estime à 5 % des étoiles avec une exoplanète la quantité détectable avec cette méthode.

Cependant, elle a l'avantage de ne nécessiter l'usage que de télescopes de dimensions raisonnables.

Dans notre propre système solaire, on peut aussi observer des transits de planètes : les transits de Vénus et de Mercure ne peuvent cependant être observés tout au plus que quelques fois par siècle.

Transit secondaire (méthode semi-directe)

Le principe repose sur le transit secondaire, c’est-à-dire quand la planète passe derrière l'étoile. Dans ce cas on peut détecter les photons provenant de l'hémisphère éclairé de la planète, ce qui fait de cette méthode une méthode en semi-directe. En résumé, on étudie le signal lumineux provenant d'une planète éclipsée par son étoile et l'on retire ensuite le signal lumineux émis par l'étoile (que l'on a mesuré auparavant), on obtient alors la signature de la planète.

La première détection du transit secondaire a été faite avec le télescope spatial Hubble en 2003 sur l'étoile HD 209458 (voir ce lien pour plus de détails (en anglais)).

Récemment, des équipes d'astronomes ont réussi à détecter deux exoplanètes de manière directe, par l'utilisation du satellite Spitzer. Celles-ci, qui étaient déjà connues, ont été repérées grâce à la lumière infrarouge qu'elles émettaient.

Cela ouvre de nouvelles opportunités dans le domaine de l'observation. En effet, les chercheurs vont désormais pouvoir essayer de comparer certaines caractéristiques essentielles des exoplanètes repérées jusque là, telles que la couleur, la réflectivité et la température. Ceci permettra de mieux comprendre la manière dont celles-ci viennent à se former.

Par astrométrie

Elle repose sur la détection des perturbations angulaires de la trajectoire d'une étoile. Plus la masse de la planète, et la distance qui sépare l'étoile de la planète sont grandes, plus le système est proche de nous et donc visible.

Cette méthode, bien qu'elle soit connue depuis longtemps, n'avait pas encore été utilisée en raison des infimes variations qu'elle devait repérer. Mais ce sera bientôt chose possible avec notamment la mise en place du mode double champ du Very Large Telescope Interferometer (VLTI) appelé PRIMA.

Par l'effet de microlentille gravitationnelle

Microlentille gravitationnelle d'une planète extrasolaire

Cette méthode s'appuie sur la courbure de la lumière émise par une étoile distante ou un quasar, lorsqu'un objet massif s'aligne « suffisamment » avec cette source, phénomène appelé « lentille gravitationnelle ». La distorsion de la lumière est due au champ gravitationnel de l'objet lentille, une des conséquences de la relativité générale, comme l'a décrit Albert Einstein en 1915. Il en découle un effet de lentille, formation de deux images déformées de l'étoile distante, voire davantage.

Dans le cas de la recherche d'exoplanètes, la planète cible, en orbite autour de l'étoile lentille, fournit une information supplémentaire, permettant de déterminer sa masse et sa distance de l'étoile. On parle de microlentille car la planète n'émet pas ou très peu de lumière.

Cette technique permet d'observer des astres de masse même relativement faible, puisque les observations ne s'appuient pas sur la radiation reçue.

Directe

L'utilisation combinée de systèmes de correction en temps réel appelés optique adaptative et de la coronographie a permis récemment d'observer une exoplanète directement à l'aide du VLT^[9].

D'énormes efforts sont consacrés actuellement à l'amélioration des techniques d'optique adaptative, de coronographie stellaire, et de traitement d'image, afin de développer une imagerie astronomique à très haut contraste capable de détecter des exoplanètes de la taille de la Terre.

La première photographie optique d'une exoplanète est publiée le 13 novembre 2008 dans la revue Science magazine. Prise par le télescope spatial Hubble et traitée par l'équipe de l'astronome Paul Kalas, la planète a une masse probablement proche de celle de Jupiter. Baptisée Fomalhaut b, elle est en orbite autour de l'étoile Fomalhaut dans la constellation du Poisson austral (Piscis Austrinus) à environ 25 années lumières. Fomalhaut b est distante d'environ dix fois la distance séparant Saturne du Soleil^[10]. Cette découverte est annoncée en même temps et dans la même revue que celle de l'équipe de l'astronome canadien Christian Marois concernant la première observation directe, à 129 années lumière, d'un système solaire entier composé de trois planètes géantes photographiées dans l'infrarouge autour de l'étoile HR 8799^[11].

Liste de systèmes planétaires

En date du 4 novembre 2011, on a découvert 572 systèmes planétaires, dont 81 sont des systèmes planétaires multiples et qui contiennent quelque 696 planètes^[12].

• Système solaire - Le Soleil et son système planétaire, le premier de la sorte à avoir été découvert.
• PSR B1257+12 - le premier véritable système planétaire extrasolaire, découvert en 1990, le premier système planétaire autour d'un pulsar, le premier système découvert comportant plusieurs exoplanètes.
• 51 Pegasi - avec 51 Pegasi b qui est la première exoplanète orbitant autour d'une étoile non-dégénérée, découverte en 1995. On pense qu'il s'agit en fait d'un système protoplanétaire, c'est-à-dire en cours de formation.
• Gliese 581 - avec l'exoplanète Gliese 581 g, une planète tellurique susceptible d'abriter la vie telle que nous la connaissons sur Terre.
• HD 10180 - système avec 6 planètes confirmées et 1 planètes non-confirmée^[13], ce qui fait de lui le système planétaire avec le plus de planètes, à égalité avec Kepler-11 et Gliese 581, après notre système solaire.
• Upsilon Andromedae - le premier système planétaire multiple découvert autour d'une étoile de la séquence principale.
• Epsilon Eridani - le système le plus proche^[1].
• PSR B1620-26 - le premier système planétaire découvert comportant plusieurs étoiles.
• 55 Cancri - le premier système planétaire autre que le système solaire où l'on a découvert 5 planètes en orbite.
• Gliese 876 - le premier système découvert autour d'une naine rouge et le premier découvert à avoir une résonance orbitale^[14]
• HD 69830 - contient trois planètes de masse semblable à Neptune et possède également une ceinture d'astéroïdes, tout ça dans l'espace d'une UA ^[15].
• 2M1207 - le premier système imagé^[16] et le premier autour d'une naine brune.
• Mu Arae - système avec le premier neptune chaud découvert.
• Kepler-11 - système avec 6 planètes confirmées.
• 16 Cygni - premier système planétaire à étoiles multiples (trois).

Notes et références

Bibliographie

Voir aussi

Articles connexes

• Système solaire
• Planète
• Exoplanète
• Lois de Kepler
• Loi de Bode

Liens externes

• Portail de l’astronomie
• Portail des exoplanètes