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A la recherche des exoplanètes

Extrait du catalogue des exoplanètes. Si le type d'exoplanète est correct (rocheuse, gazeuse, etc), leur aspect réel ne pourra pas être vérifié tant qu'on n'aura pas été sur place. Donc, jusqu'à preuve du contraire, il est correct ;-) Document T.Lombry.

Des milliards de Terre (I)

Qu'est-ce qu'une exoplanète ? C'est une planète située en dehors du système solaire, dans un autre système planétaire.

Sachant que le système solaire comprend plusieurs planètes et quantité d'autres corps célestes, peut-on découvrir ailleurs dans l'espace des systèmes planétaires équivalents et des exoplanètes à l'image de la Terre ? Cette question a suscité la curiosité des philosophes et des astronomes depuis qu'ils ont levé les yeux vers le ciel sans jamais pouvoir y répondre jusqu'en 1990.

Le philosophe grec Démocrite d'Abdère (460-370 avant notre ère) était un précuseur et un visionnaire en matière de cosmologie. Il défendit la théorie matérialiste et atomiste de l'Univers. Des auteurs comme Anaxarque, Aétius et Hippolyte ont professé ses idées dont nous avons conservé quelques textes. On apprend notamment que Démocrite avait imaginé que l'univers était peuplé d'autres systèmes solaires contenant des planètes rocheuses ou gazeuses, petites ou grandes, en cours de formation ou très âgées, chaudes ou froides, y compris des mondes en collision et même des planètes errantes.

En 1584, le philosophe et écrivain napolitain Giordanna Bruno affirma dans un dialogue de son livre "L'infini, l'univers et les mondes" écrit en italien : "Ce sont donc des soleils innombrables, ce sont des terres infinies, qui tournent pareillement autour d'eux comme nous voyons ces sept circuler près de nous autour du soleil" (Dialogo Terzo, page 36)

 Mais à force de proposer sans avertissement des idées s'écartant résolument de la pensée canonique jusqu'à imaginer des êtres vivants sur ces terres du ciel et des univers multiples, il fut condamné à mort par l'Inquisition et brûlé vif sur un bûcher en 1600 à 52 ans.

Après des siècles de doute faute de moyens de recherches adaptés, au XXe siècle, après des décennies de recherches infructueuses, finalement les astronomes ont confirmé la théorie de Démocrite : Oui, il existe d'autres systèmes planétaires dans la Galaxie et vraisemblablement au-delà ! Et ils en apportèrent la preuve qui fit à l'époque une forte impression tant dans la communauté scientifique que dans le public.

Dans cet article nous traiterons des sujets suivants :

- Statut, Méthodes, Rappel historique et statistiques, Les exoplanètes telluriques dans la zone habitable, Les exoplanètes telluriques exotiques (cette page-ci)

- Alpha du Centaure (Rigil Kentaurus), Proxima du Centaure (page 2)

- TRAPPIST-1, Teegarde, Tau-Ceti (page 3)

- La relation masse-rayon, La zone d'habitabilité, Autres exoplanères rocheuses, Les Hot Jupiters et les systèmes multiples (page 4)

- Les Hot Neptunes, Les planètes chthoniennes, Systèmes planétaires particuliers, Des exoplanètes en dehors de la Galaxie, Quelques exoplanètes sous la loupe (page 5)

- Les chances de trouver des exoplanètes viables, Les outils : télescopes spatiaux et radiotélescopes, Aidez les professionnels : Planet Hunters (page 6).

Statut

En utilisant des télescopes toujours plus puissants, y compris des télescopes spatiaux (voir page 6) et de nouvelles méthodes de détection plus affinées, sur plus de 150000 étoiles étudiées, au 1er avri 2022 les astronomes avaient identifié 4984 exoplanètes selon le CNRS (sur 7699 candidates) dans 3673 systèmes planétaires dont 815 systèmes contiennent plusieurs exoplanètes. Toutes les exoplanètes sont également recensées dans le catalogue de la NASA (sous forme de tableau). Nous discuterons séparément des planètes errantes.

Chaque mois, plusieurs dizaines de nouvelles exoplanètes viennent enrichir les catalogues. Cet inventaire fait dire à la NASA que sur base statistique "il y a plus de planètes que d'étoiles dans notre Galaxie. Cela signifie qu'il y a plus de mille milliards de planètes dans notre seule Galaxie, dont beaucoup se situent dans la taille de la Terre".

Au 1er avril 2022, le statut de l'inventaire des exoplanètes était le suivant :

- Un seul système extrasolaire possède 8 exoplanètes : Kepler 90.

- Deux systèmes extrasolaires possèdent 7 exoplanètes : HD 10180 et TRAPPIST-1.

- Onze systèmes extrasolaires possèdent 6 exoplanètes : Gliese 581, Kepler 11, Kepler 20, Kepler 80, TOI 178, K2-138, ...

- Plus d'une vingtaine de systèmes extrasolaires possèdent 5 exoplanètes : 55 Cancri, TOI-561 (voir plus bas), Kepler-32, ...

- Une soixantaine de systèmes extrasolaires possèdent 4 exoplanètes : Tau Ceti, Mu Arae, PSR B1257+12 précité, WASP 47, ...

- Au moins 146 systèmes extrasolaires possèdent 3 exoplanètes : Proxima du Centaure, 47 Ursae Majoris, 61 Virginis, Kepler 9, Wolf 1061, ...

- Au moins 450 systèmes extrasolaires possèdent 2 exoplanètes dont bêta Pictoris.

- Des milliers de systèmes possèdent une seule exoplanète détectable depuis la Terre.

Certaines exoplanètes ont été découvertes dans des systèmes stellaires multiples :

- Des systèmes binaires : b Centauri, Kepler 47.

- Des systèmes triples : AB Doradus, Proxima du Centaure, 16 Cygni, HD 188753 (Tatooine), HD 131399 Centauri et LTT 1445.

Enfin, on a découvert au moins une exoplanète de la taille de Neptune possédant un champ magnétique : HAT P-11 b.

Depuis 2010, les astronomes découvrent en moyenne jusqu'à 400 exoplanètes chaque année, essentiellement par des méthodes indirectes : mesure de la vitesse radiale, astrométrie, transit, microlensing, etc. Une dizaine d'exoplanètes seulement ont été découvertes de manière directe, par photographie soit en lumière blanche soit en infrarouge.

A voir : Kepler Orrery IV

Animation des systèmes exoplanétaires

Simulateur 3D : Eyes-on-exoplanets, NASA

Distribution et caractéristiques des principales exoplanètes découvertes par l'observatoire orbital Kepler entre 2009 et 2015. Documents NASA.

Ces exoplanètes sont toutes plus étonnantes les unes que les autres - nous verrons quelques exemples dans les pages suivantes - et les astronomes ont fini par se rendre compte que le système solaire était en fait une anomalie dans l'univers. En effet, la plupart des systèmes exoplanétaires sont différemment agencés du nôtre et loin d'être aussi calmes; il n'y a pas de zone stable avec des planètes rocheuses dites telluriques proche de l'étoile hôte et des planètes géantes gazeuses plus éloignés.

Dans de nombreux systèmes planétaires il existe par exemple des "Jupiter chauds" (Hot Jupiters), certains gravitant très près de leur étoile (et dont la révolution s'effectue en quelques jours. Ailleurs, on découvre des exoplanètes faites de diamant (55 Cancri e), où il pleut des rubis et des saphirs (HAT-P-7 b) ou du verre fondu (HD 189733 b), des exoplanètes où la "glace" est brûlante (Gliese 436 b alias Béhémoth), des mondes en collision (HD 172555 b), des exoplanètes qui sont sur le point d'être englouties par leur étoile et dont l'atmosphère s'évapore (WASP 18 b ou Kepler 91 b) ou encore des exoplanètes qui ont "survécu" à la phase géante rouge de leur étoile mais dont la surface est aujourd'hui calcinée et stérile (V391 Pegasi). Il existe même un système où des "super Terre" (K2-18 b et c) sont si proches l'une de l'autre qu'il suffit de quelques jours à un vaisseau spatial pour voyager de l'une à l'autre (mais l'une est sans doute trop chaude pour être habitable). Bref, Démocrite avait raison et son intuition dépasse l'entendement !

Méthodes

Comment découvre-t-on une exoplanète ? S'il fallut aussi longtemps pour découvrir ces fameuses exoplanètes qui se comptent aujourd'hui par milliers, c'est parce qu'à l'exception d'une poignée d'astres identifiés optiquement (dans le spectre visible) ou en infrarouge, la plupart des exoplanètes ont été découvertes de manière indirecte soit par la méthode de la vitesse radiale et des moyens spectrographiques conséquents soit par la méthode du transit. De quoi s'agit-il ?

La méthode de la vitesse radiale consiste à mesurer par des moyens spectroscopiques ou spectrographiques les variations de vitesse de l'étoile hôte dont le centre de masse peut osciller périodiquement autour de son axe sous l'effet des perturbations gravitationnelles engendrées par un corps massif gravitant autour d'elle. Mais cette méthode indirecte permet uniquement d'estimer la masse de l'exoplanète.

Notons que l'analyse spectrale est également mise à contribution pour analyser la composition et estimer la température de l'étoile hôte et des exoplanètes. Grâce à une méthode développée au MIT en 2013, on peut également calculer la masse d'une exoplanète par spectroscopie (cf. J. de Wit et S.Seager et en PDF, 2014).

Une autre méthode consiste à appliquer la méthode du transit déjà utilisée pour étudier les étoiles binaires à éclipses. L'affaiblissement périodique de la lumière d'une étoile peut avoir une origine intrinsèque liée à son activité propre ou extrinsèque et dans ce cas révéler la présente d'un planète ou de multiples corps en orbite autour d'elle. Mais vues de la Terre, les deux tiers des exoplanètes ne transitent pas devant leur étoile. Il faut donc inventer d'autres techniques pour découvrir ces exoplanètes beaucoup plus difficiles à détecter comme par exemple tirer profit des instruments fonctionnant en interférométrie afin d'augmenter leur pouvoir de résolution. 

A ce sujet, rappelons que "WASP" (Wide Angle Search for Planets) est un consortium international de plusieurs instituts universitaires européens ayant pour but de découvrir des exoplanètes à l'aide de la méthode photométrie du transit. Les chercheurs disposent d'un réseau de télescopes robotisés installés aux quatre coins de la planète et opérationnels depuis 2006. Ils sont secondés par le spectrographe HARPS installé sur le télescope de 3.60 m de l'ESO installé à La Silla au Chili et par divers télescopes spatiaux sont CHEOPS de l'ESA. WASP a déjà permis de découvrir plus de 190 exoplanètes.

On reviendra sur les satellites d'observation en dernière page ainsi que sur les techniques et protocoles de recherches dans l'article consacré à la recherche de planètes habitables.

Rappel historique et statistiques

La première exoplanète fut découverte en 1990 par l'astronome Aleksander Wolszczan aujourd'hui à l'Université d'État de Pennsylvanie et spécialiste des pulsars justement autour du pulsar PSR B1257+12 d'une période de 6.22 ms situé à environ 2314 années-lumière dans Vierge grâce au radiotélescope d'Arecibo. Ce système abrite 3 exoplanètes, la 4e qui ne serait pas plus grande que la Lune n'ayant pas été confirmée. Les trois exoplanètes ont une masse de respectivement environ 0.02, 4.3 et 3.9 M. Il est possible que ce système contienne également une ceinture d'astéroïdes.

A consulter : NASA Exoplanet Archive - Exoplanet Catalog

The first exoplanet ever discovered. A G2 star 1.4 Rs with 1 exoplanet of 0.5J at only 0.05 AU. So close to the sun it should display a faint tail against the dark sky due to the evaporation of its atmosphere. The first exoplanet ever discovered. A G2 star 1.4 Rs with 1 exoplanet of 0.5J at only 0.05 AU.

Entourant une photo (composite RGB) de 51 Pegasi prise dans le cadre du projet DSS2 du STScI en collaboration avec l'ESO et le AAO, deux aspects possibles de 51 Pegasi b transitant devant son étoile de type solaire. Documents T.Lombry et ESO/DSS2.

A part ce cas particulier, la première exoplanète orbitant autour d'une étoile de type solaire (de classe spectrale G) fut découverte en 1995 par les astrophysiciens Michel Mayor et Didier Queloz (tous deux lauréats du prix Nobel de Physique en 2019) de l'Observatoire de Genève en Suisse. Il s'agit de 51 Pegasi b, surnommée "Bellerophon", située à environ 47.9 années-lumière de la Terre présentée ci-dessus. L'annonce fut publiée de la revue "Nature". Cas plutôt rare avec les moyens actuels, l'exoplanète fut découverte en lumière blanche lors de son transit devant l'étoile hôte grâce au télescope de 1.93 m de Haut-Provence (OHP) tandis que les données furent traitées en Suisse.

Sur le plan astrophysique, l'étoile 51 Pegasi est de type spectral G2 IV et brille à la magnitude apparente de 5.49. Âgée de 4 milliards d'années, sa taille est de 1.2 R et sa masse de 1.11 M. L'exoplanète 51 Pegasi b gravite à 0.052 UA soit à peine 7.8 millions de kilomètres de l'étoile et sa période orbitale est de seulement 4.23 jours. Son rayon est d'environ 1.9 Rj et sa masse de 0.47 Mj. On a découvert du monoxyde de carbone (CO) et de la vapeur d'eau dans l'atmosphère de l'exoplanète qui par ailleurs subit un important effet de souffle et d'évaporation en raison de sa proximité de l'étoile.

Les records

Le record du nombre d'exoplanètes est détenu par Kepler 90 alias KOI 351 découvert en 2013 par la méthode du transit. Le système situé à environ 2545 années-lumière possède 8 exoplanètes. La dernière, Kepler 90 i, fut découverte en 2017 et serait une planète rocheuse de ~1.32 R (avec R = 6371 km) et chaude (427°C en surface), probablement assez proche de l'aspect de Mercure.

L'étoile Kepler 90 de type solaire est de classe spectrale G0 V (contre G2 V pour le Soleil) et de magnitude apparente 12.5 (bande K, infrarouge). On estime son âge à environ 2 milliards d'années. Elle présente une température effective de 6080 K, un rayon de 1.2 R et une masse de 1.02 M.

Kepler 90 est un véritable système solaire en miniature. Comme on le voit ci-dessous, il comprend 3 petites exoplanètes rocheuses (1.19 à 1.32 R) gravitant tout près de l'étoile, entre 0.07 et 0.09 UA, 3 explanètes de taille intermédiaire voisine de celle de Neptune (0.24 à 0.26 Rj) et probablement gazeuses gravitant entre 0.32 et 0.48 UA et 2 grandes exoplanètes gazeuses dont Kepler 90 h qui est la plus éloignée (1.01 UA) et légèrement plus grande que Jupiter (1.02 Rj).

Pour plus d'informations sur ce système, consultez cet article universitaire publiée en 2014.

A voir : Le système solaire a trouvé son lointain jumeau

Euronews relayant l'information de la NASA à propos de Kepler 90, 2017

Comparaison entre le système Kepler 90 et le système solaire. Documents NASA adaptés par l'auteur.

L'exoplanète la plus proche est Proxima b située à seulement 4.24 années-lumière (voir page 2) tandis que la plus éloignée dans notre Galaxie est SWEEP 11 située à 27710 années-lumière (8500 pc) du Soleil mais il en existe certainement jusqu'aux limites de la Voie Lactée.

Citons également l'exoplanète Barnard b découverte en 2018 qui gravite autour de l'étoile de Barnard, une naine rouge (spectre M4 V) de 0.17 M et ~0.18 R de magnitude 9.6 située à seulement 5.96 années-lumière dans la constellation de l'Ophiuchus. Barnard b est une "super Terre" d'une masse équivalente à 3.2 fois celle de la Terre. Elle boucle sa révolution orbitale en 233 jours à 0.4 UA de distance, au-delà de la ligne de glace où règne une température d'environ -170°C (c'est-à-dire en-dehors de la zone habitable). Notons que c'est la même équipe dirigée par Anglada Escudé de l'Université Queen Mary de Londres qui avait déjà découvert Proxima b en 2016.

L'exoplanète la plus brillante est Pollux b située à 34 années-lumière dans les Gémeaux qui atteint la magnitude visuelle 1.14. Elle gravite à 1.64 UA de Pollux. On ne peut donc pas l'observer car elle est noyée dans la lumière de son étoile de classe spectrale K. En revanche, l'exoplanète GU Piscium b située à 160 années-lumière gravite à 2000 UA soit 42" de son étoile. Cette exoplanète d'environ 10 fois la masse de Jupiter est visible en infrarouge comme le montre cette photographie prise avec le CFHT de 3.60 m d'Hawaï combinée avec une image visible prise par le télescope Gemini de 8.10 m de diamètre.

A gauche, illustration du système Kepler 90. A droite, configuration du système Kepler 90 comparée à d'autres systèmes exoplanétaires multiples. Documents T.Lombry et J.Cabrera et al. adapté par l'auteur.

L'exoplanète la plus grande (en rayon) est HD 100546 b découverte en 2005 à environ 320 années-lumière dans la constellation de la Mouche (Musca), près de la Croix du Sud. Elle est ~7 fois plus grande que Jupiter pour une masse 20 fois supérieure. Son étoile de type Herbig Ae cataloguée HD 1000546 (KR Muscae) est entourée d'un disque de poussière. Les particules mesures entre 10 et 18 microns et contiennent des silicates vers 17 UA où la température est de 227 K soit -46°C. Cet anneau circumstellaire présente une zone vide qui s'étend entre 40 et 150 UA qui aurait pu être formé par l'exoplanètre géante (cf. D.Fedele et al., 2021).

L'exoplanète la plus massive est le compagnon invisible de l'étoile naine brune (type L1.5) DENIS-PJ082303.1-491201 b découverte en 2013 qui est 2.86 fois plus grande que Jupiter et environ 28 fois plus massive ! C'est d'ailleurs la découverte de ce type d'astre qui conduisit en 2018 les astrophysiciens à réviser la définition d'une planète et notamment de leur masse maximale qui est aujourd'hui fixée entre 4 et ~10 fois la masse de Jupiter. A partir de 13 Mj, il s'agit d'une naine brune, une "étoile ratée". On y reviendra.

L'exoplanète la plus chaude est KELT 9 b alias HD 195689 b découverte en 2017 située à 650 années-lumière. Elle gravite à seulement 0.035 UA de l'étoile HD 195689 (ou KELT 9), soit 11 fois plus près de son étoile que Mercure ne l'est du Soleil. L'étoile hôte de type spectral A0 présente une température effective de 10170 K soit 1.8 fois plus que le Soleil.

KELT 9 b est une "Hot Jupiter". Elle est deux fois plus massive que Jupiter et présente une température d'équilibre d'environ 4327°C (4600 K) sur sa face éclairée. Autrement dit, l'exoplanète est aussi chaude qu'une étoile de classe spectrale K4 !

La face éclairée est tellement chaude que les molécules d'hydrogène fondent littéralement; elles sont dissociées puis dérivent vers la face obscure où elles se recombinent et redistribuent la chaleur (cf. M.Mansfield et al., 2020).

KELT 9 b présente un point chaud décalé d'environ 20° vers l'est par rapport à midi, côté traînant. Cette dérive est inexpliquée. Il se pourrait que l'exoplanète étant extrêmement chaude, l'atmosphère soit très chargée et que les champs magnétiques interfèrent avec le flux de chaleur. Mais les champs magnétiques étant difficiles à modéliser dans les atmosphères planétaires, plus d'études sont nécessaire pour comprendre ce qui passe sur KELT 9 b.

Deux aspects du "Hot Jupiter" KELT 9 b Sagittarii dont la température superficielle atteint le record de 4327°C ! Documents T.Lombry.

Cette exoplanète atypique reçoit 700 fois plus de rayonnement UVE que le précédent record détenu par l'exoplanète WASP 33 b, également une "Hot Jupiter", qui présente une température d'équilibre de 3200°C (et de 1054°C à basse altitude). WASP 33 b gravite autour d'une étoile de type spectral A5. Ces deux exoplanètes sont ce qu'on appelle des "Hot Jupiters", c'est-à-dire des planètes géantes gazeuses chaudes. On y reviendra (cf. page 4).

Enfin, il y a également des exoplanètes rocheuses qui gravitent si près de leur étoile que leur surface est en fusion. C'est le cas de Kepler 78 b située à 407 années-lumière dans la constellation du Cygne découverte en 2013 grâce au Télescope Spatial Hubble. L'étoile hôte de type solaire (classe G) présente un rayon valant 74% de celui du Soleil et une température effective d'environ 5089 K.

C'est une exoplanète principalement rocheuse contenant du fer. Elle est ~1.12 fois plus grande et 1.68 fois plus massive que la Terre. Sa particularité est de graviter à seulement 0.01 UA soit 38 fois plus près de son étoile que Mercure ne l'est du Soleil. De ce fait, la température à la surface de Kepler 78 b atteint 2330 à 3100°C. Sachant que le fer fond à 1535°C (cf. ce tableau) et qu'il n'existe que 6 métaux fondant entre 2000 et 3000°C (technétium, hafnium, ruthénium, niobium, molybdène et tantale) et 4 métaux fondant au-dessus de 3000°C (osmium, tungstène, rhénium et carbone), sa surface est totalement à l'état de lave en fusion (cf. A.W. Howard et al., 2013). C'est donc un exemple extrême de planète rocheuse "liquide".

A gauche, le "Hot Jupiter" WASP 33 b dont la température superficielle atteint 3200°C. A droite, la surface en fusion de Kepler 78 b, une exoplanère rocheuse dont la température superficielle atteint 2330 à 3100°C ! Documents T.Lombry.

L'exoplanète la plus âgée est PSR B1620-26 b surnommée Mathusalem découverte en 1993 à 12400 années-lumière dans l'amas globulaire M4 situé dans la constellation du Scorpion (à 1.3° à l'ouest d'Antarès). Particularité, cette exoplanète d'environ 2.5 Mj évolue dans un système binaire comprenant un pulsar (PSR B1620-26) de ~1.35 M et une naine blanche (WD B1620-26) de ~0.34 M. L'exoplanète gravite à environ 23 UA du barycentre du système sous une inclinaison orbitale d'environ 55%.

PSR B1620-26 b serait peut-être âgée de 13 milliards d'années, soit plus du double de l'âge de la Terre ! Vu son grand âge, on suppose que cet astre serait gazeux et ne contient que des éléments primordiaux, H, D, He et Li.

Enfin, l'exoplanète rocheuse la plus âgée est TOI 561 b. L'étoile hôte TOI 561 est de type G pour une magnitude apparente de 10.2. Elle se situe à 280 années-lumière. Cette étoile appartient à la rare population du disque épais galactique qui se caractérise par des étoiles présentant une très faible abondance en fer ([Fe/H] = -0.41). Son étude fit l'objet d'un article collectif publié dans "The Astrophysical Journal" en 2021.

Illustration du système TOI 561 avec la super Terre rocheuse TOI 561 b à l'avant-plan et ses quatre compagnes. Document T.Lombry.

Le système comprend 5 exoplanètes. Elles furent découvertes en 2020 au cours de la mission TESS de la NASA par la méthode du transit et furent analysées dans le cadre du sondage TESS-Keck.

La première exoplanète, TOI 561 b est une "super Terre" rocheuse mesurant ~1.45 R. Sa masse est d'environ 3.2 fois supérieure à celle de la Terre pour une densité d'environ 5.5. Cette exoplanète fut découverte grâce à des moyens photométriques par la méthode du transit au cours duquel elle réduisit la brillance de son étoile hôte de seulement 0.025%.

Les quatre autres exoplanètes gravitent plus loin de l'étoile. Les exoplanètes c et f mesurent environ deux fois le rayon de la Terre mais sont trop légères et trop grandes pour être solides. En revanche, les exoplanètes d et e sont un peu plus grandes que la Terre mais sont très massives et pourraient être rocheuses.

En raison de la composition particulière de son étoile, les chercheurs estiment que la planète rocheuse se forma il y a environ 10 milliards d'années. Autrement dit, des planètes rocheuses se formèrent très tôt dans l'histoire de l'Univers.

L'exoplanète TOI 561 b est inhospitalière. Sa période orbitale est de 0.44 jour soit ~11 heures terrestres et elle gravite à seulement 0.01055 UA soit 1.58 million de km de son étoile hôte, si près que sa température superficielle est supérieure à 1726°C. Elle pourrait donc être couverte d'un océan de magma.

Enfin, le système le plus massif abritant une exoplanète est b Centauri alias HR 5471 ou HIP 71865, une étoile double située à 325 années-lumière dans la constellation du Centaure. Elle abrite l'exoplanète b Centauri b qui fut imagée directement au moyen de l'instrument SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch) du VLT en 2019 et 2021. En fait, b Centauri b avait déjà été photographiée il y a plus de 20 ans par le télescope de 3.6 m de l'ESO, mais elle n'avait pas été reconnue comme une exoplanète à l'époque. Selon l'ESO, l'exoplanète est 10 fois plus massive que Jupiter et gravite à 560 UA du barycentre du couple stellaire.

Le système binaire présente une masse de 6 à 10 M. L'étoile la plus massive nommée b Centauri A est de type spectral B2.5 et présente une température effective d'environ 18000 K. Les propriétés de la deuxième étoile, b Centauri B, sont encore incertaines. Le système est âgé d'environ 15 millions d'années et appartient probablement à l'association d'étoiles Upper Centaurus Lupus.

A gauche, image directe de l'exoplanète b Centauri b (fléché) obtenue au moyen de l'instrument SPHERE du VLT. La tache brillante entourée de tavelures est le système stellaire binaire. Le point brillant au-dessus à droite est une étoile de l'arrière-plan. A droite, illustration de l'exoplanète b Centauri b de 10 Mj en orbite autour d'un système binaire de 6 Ms. Documents ESO et ESO/L.Calçada.

Selon les astronomes, la découverte d'une planète dans un système aussi massif remet en question les modèles de formation des planètes. En effet, des études antérieures sur les exoplanètes en orbite rapprochées autour d'étoiles de masse élevée ont révélé que la fréquence des exoplanètes géantes augmente en même temps que la masse stellaire jusqu'à 1.9 M (cf. J.A. Johnson et al., 2010), au-dessus de laquelle leur fréquence diminue rapidement (cf. S.Reffert et al., 2015). Jusqu'à présent, les planétologues en ont déduit que la formation de planètes était entravée autour d'étoiles plus massives, et que les planètes géantes autour d'étoiles dépassant 3 M devaient être rares ou inexistantes.

La découverte de b Centauri b remet en question cette hypothèse et offre un nouveau défi aux planétologues mais cela ne prouve pas qu'elle est fausse. Selon les chercheurs, "Il est peu probable que la planète se soit formée in situ par le mécanisme conventionnel d'accrétion du noyau, mais elle pourrait s'être formée ailleurs et arriver à son emplacement actuel par le biais d'interactions dynamiques, ou pourrait s'être formée par instabilité gravitationnelle". (cf. M.Jason et al., 2021).

Des saunas cosmiques

Une évaluation basée sur les données des missions Kepler et Gaïa présentée par Li Zeng de l'Université d'Harvard et ses collègues au cours de la Conférence Goldschmidt qui s'est tenue à Boston en 2018 indique qu'environ 35% des exoplanètes connues et plus grandes que la Terre sont riches en eau. Elles se sont formées de la même manière que nos planètes gazeuses (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune). Ces exoplanètes contiennent jusqu'à 50% d'eau en poids (contre 0.02% pour la Terre).

A gauche, aspect d'une exoplanète chaude (> 200°C en surface) saturée d'eau et disposant de terres émergées. A droite, une exoplanète de type "Hot Jupiter" riche en eau pouvant abriter un monde océanique et dont l'atmosphère est saturée de vapeur d'eau brûlante. Documents Neal Herbert/Smith coll./Gado, Getty Images adapté par l'auteur et ESA/NASA, M.Kornmesser.

La plupart de ces exoplanètes d'au moins 10 M et d'au moins 2.5 R sont probablement des mondes liquides. Mais ne nous réjouissons pas trop vite car ces "water worlds" sont très différents de la Terre et se rapprochent des environnements chauds et vaporeux des paysages d'Islande ou du parc de Yellow Stone comme illustré ci-dessus à gauche. En effet, la température superficielle de ces exoplanètes varie entre 200 et 500°C, ce sont de véritables saunas inhospitaliers, leur atmosphère étant saturée de vapeur d'eau et de gaz toxiques. Selon l'intensité de la gravité et de la pression régnant sur ces exoplanètes, ce brouillard chaud peut s'étendre entre quelques kilomètres et plusieurs centaines de kilomètres d'altitude, formant des bancs plus ou moins denses et recouvre probablement tous les océans. Ces exoplanètes présentent probablement une surface solide mais généralement en profondeur où règne de hautes pressions, formé de couches glacées entourant un noyau rocheux. Bref, bien que ces mondes contiennent de l'eau, ce ne sont pas des lieux idylliques pour des êtres évolués, d'autant que leur atmosphère est souvent irrespirable.

Les exoplanètes telluriques dans la zone habitable

Moins de 10% des exoplanètes cataloguées ont une masse 10 fois inférieure à celle de Jupiter soit < 32 M et un rayon < 2.5 R. Toutes les autres sont plus massives, plus volumineuses et souvent gazeuses. Le nombre d'éventuelles exoplanètes rocheuses ou telluriques reste donc encore relativement faible mais il est loin d'être nul et c'est cela le plus important.

L'exoplanète Kepler 22b est 2.4 fois plus grande que la Terre et gravite dans la zone habitable autour d'une étoile de type G située à ~600 années-lumière de la Terre. Mais à ce jour aucune donnée ne permet de conclure qu'elle ressemble à la Terre comme le présume cette illustration. Document T.Lombry.

Depuis son lancement en 2009, grâce à Kepler les astronomes ont découvert plus d'une centaine d'exoplanètes de la taille de la Terre gravitant dans la zone habitable autour d'une étoile de type solaire.

On entend par zone habitable, une région planétaire où la température permet la présence d'eau liquide en surface et donc voisine de 0°C. Soulignons que le terme "habitable" ne veut pas dire "habitée" mais qu'elle présente les conditions minimales pour le développement de la vie. Mais ce ne sont peut-être pas des conditions suffisantes.

Une planète située dans la zone habitable peut bien entendu supporter des écarts importants de température variant par exemple sur Mars entre -140°C en hiver au pôle Nord et +27°C à midi en été à l'équateur. La Terre connaît également des écarts de température assez importants entre -98°C sur le sol Antarctique et +56.7°C à Furnace Creek dans la Vallée de la Mort (et jusqu'à 90°C au sol).

Bien que la Terre soit habitable, on se rend bien compte que les températures extrêmes empêchent le développement d'une forme de vie évoluée. Mais ce n'est pas le seul critère qu'il faut considérer.

Pour évaluer objectivement la viabilité d'une exoplanète, les planétologues et les exobiologistes ont proposé plusieurs indices :

- le DI (Detection Index) qui mesure la capacité d'une planète à abriter la vie

- le ESI (Earth Similarity Index) ou indice de similarité avec la Terre

- le PHI (Planetary Habitability Index) ou indice d'habitabilité planétaire

- le BCI (Biological Complexity Index) ou indice de complexité biologique

- le PAR (Photosynthetically Active Radiation) ou indice du rayonnement photosynthétique actif

- le HSI (Habitat Suitability Index) ou indice de qualité de l'habitat

auxquels il faut ajouter le rôle de la chimie atmosphérique et de la dynamique orbitale.

Enfin, il faut placer ces résultats dans l'échelle CoLD proposée en 2021 par les spécialistes de la NASA.

On reviendra en détails sur ces différents indices dans l'article consacré à la recherche de planètes habitables.

Sur base de l'inventaire des exoplanètes, statistiquement on estime que dans notre Galaxie 1 étoile sur 6 abrite une exoplanète rocheuse de la taille de la Terre et peut-être habitable. Sachant que la Voie Lactée contient ~300 milliards d'étoiles et que chaque système planétaire peut abriter plusieurs exoplanètes, cela représente potentiellement au bas mot 50 milliards d'exoplanètes ! Imaginons maintenant qu'il existe de la vie sur une fraction d'entre elles... Cela laisse rêveur.

Les exoplanètes telluriques exotiques

Bien que les astronomes aient découvert des milliers d'exoplanètes, il est difficile de savoir quelles sont exactement les conditions régnant sur ces exoplanètes ou si elles ressemblent vraiment à la Terre. Bon nombre nous paraissent invivables affichant soit des températures infernales en surface soit une atmosphère toxique. Mais la plupart sont apparemment encore plus exotiques affichant un manteau et une croûte composés d'éléments inconnus sur la Terre.

Une exoplanète a priori habitable mais dont les roches sont de nature exotique, moins dures et avec un point de fusion plus bas que les roches terrestres. Document T.Lombry.

Pour approfondir ce sujet l'astronome Siyi Xu du NOIRLab de la NSF et le géologue Keith Putirka de l'Université d'Etat de Californie à Fresno (Fresno State) ont étudié l'atmosphère d'un échantillon de naines blanches "polluées". Il s'agit d'étoiles naines contenant des éléments lourds étrangers provenant de planètes, d'astéroïdes ou d'autres corps rocheux qui gravitaient autrefois autour de l'étoile mais sont finalement tombés dans la naine blanche et ont contaminé son atmosphère composée originellement uniquement d'hydrogène et d'hélium.

Dans un article publié dans la revue "Nature Communications" en 2021, Putirka et Xu ont examiné 23 naines blanches polluées, toutes situées à environ 650 années-lumière du Soleil, et contenant du calcium, du magnésium, du silicium et du fer. Les auteurs ont ensuite utilisé les abondances mesurées de ces éléments pour reconstituer les minéraux et les roches qui s'étaient formés à partir de ces matières premières et en déduire la composition des corps planétaires rocheux que l'étoile absorba.

Les chercheurs ont découvert que les naines blanches polluées présentent des compositions beaucoup plus variées que les planètes telluriques du système solaire, suggérant que ces exoplanètes présentaient une plus grande variété de roches. En fait, certaines compositions rocheuses sont si inhabituelles que Putirka et Xu ont dû créer de nouveaux noms tels que "pyroxénites de quartz" et "dunites de périclase" pour classer les nouveaux types de roches qui ont dû exister sur ces exoplanètes. Selon Xu, "Alors que certaines exoplanètes qui évoluaient autrefois autour de naines blanches polluées semblent similaires à la Terre, la plupart ont des types de roches exotiques qui n'ont pas d'homologues directs dans le système solaire".

Selon Putirka, "Certains types de roches que nous voyons dans les données des naines blanches se dissolveraient plus dans l'eau que les roches terrestres et pourraient avoir un impact sur le développement des océans. Certains types de roches pourraient fondre à des températures beaucoup plus basses et produire une croûte plus épaisse que les roches terrestres, et certains types de roches pourraient être moins dures, ce qui pourrait faciliter le développement de la tectonique des plaques".

Des études antérieures sur des naines blanches polluées avaient trouvé des éléments provenant de corps rocheux, notamment du calcium, de l'aluminium et du lithium. Selon Putirka et Xu, il s'agit d'éléments mineurs (qui constituent généralement une petite partie d'une roche terrestre) et les mesures des éléments majeurs (qui constituent une grande partie d'une roche terrestre), en particulier le silicium, sont nécessaires pour vraiment savoir quels types de roches auraient existé sur ces exoplanètes.

De plus, selon Putirka et Xu les niveaux élevés de magnésium et les faibles niveaux de silicium mesurés dans les atmosphères des naines blanches suggèrent que les débris rocheux détectés provenaient probablement de l'intérieur des planètes, du manteau, plutôt que de leur croûte.

A gauche, le tableau 1 des compositions brutes de naines blanches (WD) polluées (NBP) comparées aux corps rocheux du système solaire (Terre, Lune et Mars) et aux étoiles de type FGKM du catalogue Hypatia (a, b), et à divers types de météorites dont les achondrites du groupe des uréilites qui ont une filiation inconnue (c), ainsi qu'aux roches terrestres, de la Lune, de Mars et les météorites des groupes des sidérites et sidérolites (d). Les données "WD Unc" sont les incertitudes moyennes des compositions des NBP. Mg + Si + Ca + Fe sont normalisés à 100%. En a), b) on constate que les NBP présentent une gamme de compositions beaucoup plus large que celle trouvée parmi les étoiles de type FGKM. En c), d) on constate que les NBP ne se chevauchent qu'imparfaitement avec les météorites du système solaire, et presque pas du tout avec les roches terrestres, de la Lune ou de Mars. L'étoile naine polluée WD1041+092 affiche l'abondance en calcium la plus élevée parmi l'échantillon de NBP, mais comme on le voit en d), elle ne peut pas être une candidate pour la croûte continentale car son abondance est très éloignée des roches granitiques qui caractérisent ces types de croûte. En d), MORB = Basalte de la crête médio-océanique. A droite, le tableau 2 des compositions brutes des exoplanètes silicatées (BSP = manteau+croûte) établies à partir des NBP comparées aux compositions des silicates des planètes telluriques et des exoplanètes BSP déduites des étoiles du catalogue Hypatia, ainsi que des roches du manteau de la Terre (péridotites et pyroxénites) et en b) les roches crustales de la Terre, de la Lune et de Mars. Sol = Soleil. MgO + SiO2 + CaO + FeO sont normalisés à 100%. Les BSP sont des NBP lorsque les noyaux métalliques sont retirés de ces étoiles à partir du tableau 1 afin de permettre une comparaison avec les compositions en silicate des planètes telluriques. En b), les roches continentales terrestres correspondent assez mal aux fractions de silicates des NBP. En a), b) on constate que les roches du manteau terrestre correspondent aux fractions silicatées des NBP. Une seule NBP correspond à la masse de silicate de la Terre (en bleu); la plupart des NBP contiennent des éléments qui ne correspondent à aucun type de roches dominant sur les planètes telluriques du système solaire. Document K.D. Putirka et S.Xu (2021).

Certaines études antérieures sur des naines blanches polluées ont signalé des signes d'existence d'une croûte continentale sur les planètes telluriques qui gravitaient autrefois autour de ces étoiles, mais Putirka et Xu n'ont trouvé aucune preuve de roches crustales. Cependant, les observations n'excluent pas complètement que les exoplanètes aient une croûte continentale ou d'autres types de croûte. Selon Putirka, "Nous pensons que si la roche crustale existe, nous ne pouvons pas la voir, probablement parce qu'elle est présente en trop petite fraction pour être mesurée par rapport à la masse des autres composants planétaires, comme le noyau et le manteau".

Ces découvertes obligèrent également les auteurs à proposer certaines hypothèses et à se poser de nouvelles questions : "Étant donné que le Si et le Fe varient avec le rayon galactique de plusieurs ordres de grandeur, la poursuite de ces analyses pourrait bien montrer que certaines parties de la Galaxie sont plus disposées à former des planètes semblables à la Terre que d'autres". Ils considèrent également que "Les études sur les exoplanètes nous obligent à faire face à des questions encore non résolues pour savoir pourquoi la Terre est si différente de ses voisines planétaires immédiates, et si de tels contrastes sont typiques ou inévitables".

Passons à présent en revue quelques exoplanètes telluriques proches et particulièrement intéressantes dont les systèmes d'Alpha du Centaure (Rigil Kentaurus), TRAPPIST-1, Teegarden et Tau Ceti avant de décrire la relation masse-rayon, les "Hot Jupiters" (p4) et les "Hot Neptunes" (p5) parmi d'autres sujets.

Prochain chapitre

Alpha du Centaure, Rigil Kentaurus

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