A la recherche des exoplanètes

Les Hot Neptunes (V)

Les "Hot Neptunes" (ou "Warm Neptunes") c'est-à-dire les "Neptunes chaudes" sont des exoplanètes gazeuses similaires à Uranus ou Neptune mais dont la température de la haute atmosphère peut dépasser 1000°C. Elles s'évaporent donc à un taux très élevé.

Cette population d'exoplanètes contient une nouvelle sous-catégorie, les hycéanes, contraction d'hydrogène et océan (mais que certains traduisent par hycéennes). Ce sont des mini "Neptunes chaudes" jusqu'à 2.6 fois plus grande et jusqu'à 10 fois plus massive que la Terre. La température maximale de leur atmosphère est d'environ 200°C pour une pression atmosphérique qui peut être 1000 fois supérieure à celle de la Terre. Elles sont recouvertes d'un océan et d'une atmosphère riche en hydrogène (cf. N.Madhusudhan et al., 2021). On y reviendra dans l'article consacré à la recherche de planètes habitables.

Plusieurs "Neptunes chaudes" présentent une activité spectaculaire dont voici un bref aperçu.

Un nuage cométaire dans le sillage de Gliese 436b

Le 25 juin 2015, la revue "Nature" annonça la découverte grâce au Télescope Spatial Hubble et l'observatoire orbital rayons X Chandra d'un nuage d'hydrogène dans le sillage de l'exoplanète Gliese 436 b (GJ 436 b) alias "Béhémoth", une "Neptune chaude" (23 fois la taille de la Terre) orbitant autour d'une étoile naine rouge (M2.5) de magnitude 11 située à 33 années-lumière. Ce système contient 3 exoplanètes.

L'intense rayonnement UV de l'étoile proche dissipe l'hydrogène de l'atmosphère de l'exoplanète qui forme une longue traînée bleue en spirale dans son sillage ressemblant à celui d'une comète. La combinaison d'une relative petite exoplanète et d'un nuage d'hydrogène aussi massif rend Gliese 436b spectaculaire et unique en son genre.

Simulations du nuage exosphérique s'échappant de l'exoplanète GJ 436 b surnommée "Béhémoth". A gauche, aspect du nuage cométaire tel qu'on peut l'observer depuis la Terre (HST). L'exopanète est le petit point noir à mi-transit à 0.8521 R* du centre de l'étoile représenté par le grand cercle noir. Le cercle en pointillé représente la limite de Roche tandis que les couleurs représentent la densité logarithmique du nuage d'hydrogène. Celui-ci s'échappe à plus de 26 km/s. Au centre, une vue polaire de la simulation tridimentionnelle. Les flèches représentent la vitesse et la direction des atomes d'hydrogène. A droite, une représentation artistique du phénomène. Le nuage présente une forte absorption dans la partie bleue du spectre (raie Lyman-alpha). Documents David Ehrenreich et al. et T.Lombry.

Selon David Ehrenreich de l'Observatoire Astronomique de l'Université de Genève (UNIGE) et auteur responsable de cette découverte, bien que cette évaporation ne menace pas l'exoplanète, l'étoile naine était plus active dans le passé. Cela signifie que le taux d'évaporation de l'atmosphère de cette exoplanète était plus élevé durant les premiers milliards d'années de son existence. Selon les scientifiques, GJ 436 b aurait ainsi perdu jusqu'à 10% de son atmosphère.

Les scientifiques pensent que cette queue cométaire est pratiquement restée intacte durant tout ce temps car l'étoile naine rouge est relativement froide et n'émet pas suffisamment de rayonnements pour disperser le nuage.

Les calculs indiquent que l'exoplanète libère 1000 tonnes d'hydrogène par seconde, ce qui représente 0.1% de sa masse totale tous les milliards d'années. On peut donc estimer que d'autres explanètes dans le même cas libèrent des gaz à un taux bien plus rapide.

Ce type d'exoplanète est peu commune mais peut indirectement confirmer les théories de la formation des planètes rocheuses et permettre d'affiner le modèle des exoplanètes de la taille de Neptune.

Le dernier souffle d'oxygène d'Osiris

Après 51 Pegasis, Gliese 436 b et Gliese 3470 b, l'exoplanète HD 209458B a surpris les astronomes. Découverte en 2003 dans la constellation de Pégase grâce au Télescope Spatial Hubble par Alfred Vidal-Madjar et son équipe de l'Institut d'Astrophysique de Paris (IAP), de l'oxygène ainsi que du carbone ont été découverts dans son atmosphère, s'évaporant à un taux si élevé qu'on peut pratiquement dire qu'elle consomme ses dernières bouffées d'oxygène.

HD 209458B est la première exoplanète découverte alors qu'elle transitait devant son étoile et c'est également la première exoplanète ayant une atmosphère détectable.

Pour distinguer cette extraordinaire planète de ses condisciples, les astronomes l'ont surnommée "Osiris". Rappelons qu'Osiris est le dieu égyptien de la lumière qui perdit une partie de son corps, à l'instar de HD 209458B, après que son frère Set, le dieu à face de chacal, l'ait tué et coupé en morceaux pour l'empêcher de revivre. On reparlera de cette légende à propos de la constellation d'Orion.

Osiris orbite autour d'une étoile de type solaire (classe G5) à une distance de 6.6 millions de km seulement, ce qui représente 1/8^e de la distance séparant Mercure du Soleil. Elle boucle sa révolution orbitale en... 3.5 jours seulement ! Vue de la Terre, lors d'un transit son disque couvre 15% de la surface de l'étoile et réduit son éclat d'environ 1.5%, provoquant un "dip" (déclivité) spectaculaire comme on peut le voir sur la courbe lumineuse présentée ci-dessous comparée à celle qu'aurait une planète terrestre à la même échelle (en bleu).

Le diamètre d'Osiris est estimé à 1.35 fois le rayon de Jupiter mais son atmosphère s'étend jusqu'à 4.5 rayons de Jupiter ! En effet, située si près de son étoile, les gaz atmosphériques de l'exoplanète sont fortement chauffés et se dilatent. Etant donné qu'Osiris présente toujours la même hémisphère face à l'étoile, les gaz n'ont pas d'autre voie de sortie que de s'élever vers le sommet un peu plus froid de l'atmosphère où ils sont entraînés vers l'hémisphère plongée dans l'obscurité.

A gauche, courbe lumineuse de l'étoile HD 209458 Pegasi obtenue par le HST et analysée par l'équipe de Timothy Brown. Le "dip" (la déclivité, le creux) de 1.5% est typique du transit d'une exoplanète géante. A titre de comparaison, en bleu on a représenté le dip qu'aurait provoqué une planète de la taille de la Terre. A droite, représentation artistique de l'exoplanète HD 209458 b, alias Osiris qui gravite à 6.6 millions de km seulement de l'étoile. Elle gravite si près de l'étoile qu'elle s'évapore littéralement sous sa chaleur et l'intensité de son rayonnement. Sa surface est portée à environ 1000°C. Son rayon vaut 1.35 fois celui de Jupiter mais son atmosphère s'étend jusqu'à 4.5 rayons de Jupiter. Documents PlanetQuest et T.Lombry.

Très agités et très chauds, ces gaz s'échappent de l'atmosphère comme des tourbillons de poussière à une vitesse supersonique de l'ordre de 3 à 4000 km/h et un taux énorme estimé à au moins 10000 tonnes d'hydrogène par seconde.

Un nuage d'oxygène et de carbone entoure également l'exoplanète formant une enveloppe ellipsoïdale en forme de ballon de rugby qui s'étend sur 200000 km.

Bien que l'oxygène soit un indicateur possible de la vie, si la possibilité de trouver de la vie sur Osiris semble excitante, il faut rappeler que ce n'est pas une grande surprise en soit car l'oxygène est également présent dans les planètes géantes de notre système solaire, comme Jupiter et Saturne. Ce qui est en revanche plus étonnant c'est de trouver des atomes d'oxygène et de carbone dans une enveloppe aussi étendue autour de cette exoplanète.

Sur Jupiter ou Saturne, ces éléments sont toujours combinés au méthane et à l'eau présents dans les couches profondes de l'atmosphère. Dans HD 209458 b les produits chimiques se sont décomposés en éléments simples. Sur Jupiter ou Saturne, même dissociés, ces éléments demeurent dans les profondeurs de l'atmosphère et sont indétectables depuis la Terre. Le fait qu'ils soient détectables dans l'atmosphère supérieure de HD 209458B confirme que son atmosphère subit une évaporation intense similaire à un pompage sous vide. Ce phénomène est provoqué par le fait qu'Osiris gravite si près de son étoile qu'elle rôtit et se consume au point que sa surface est portée à environ 1000°C !

Gliese 3470 b

Des astronomes de l'Université de Genève ont publié en 2018 dans la revue "Astronomy & Astrophysics" les résultats de l'étude de l'atmosphère supérieure de l'exoplanète GJ 3470 b située à 97 années-lumière. C'est une "Neptune chaude" de faible masse gravitant autour d'une étoile naine de classe spectrale M. Selon l'astronome Vincent Bourrier qui participa à cette étude et membre du projet européen FOUR ACES, "cette exoplanète perd l'hydrogène de son atmosphère supérieure 100 fois plus vite que GJ 436 b. C'est la première fois qu'on observe une évaporation aussi rapide et elle pourrait affecter son évolution."

A gauche, la "Hot Neptune" GJ 3470 b située à 97 a.l. et son sillage d'hydrogène. A droite, Pollux, β des Gémeaux, située à 34 a.l. est la 15e étoile la plus proche du Soleil et compte parmi les 17 plus brillantes. De type spectral K0III (orangée), elle est 8.8 fois plus grande que le Soleil et 1.86 fois plus massive. Elle est escortée par une exoplanète probablement gazeuse de 2.9 Mj gravitant à 1.7 UA. Documents NASA/ESA/D.Player (STScI) et T.Lombry.

Les astronomes estiment que GJ 3470 b a déjà perdu plus d'un tiers de sa masse. Jusqu'à présent, les astronomes n'étaient pas certains du rôle joué par l'évaporation des atmosphères dans la formation des "Hot Neptunes" qui sont finalement très peu nombreuses comparativement au nombre de "super-Terres" et de "Hot Jupiters". La découverte de plusieurs "Neptunes chaudes" perdant leur atmosphère conforte l’idée que la phase la plus chaude de ces exoplanètes est de courte durée. Les "Neptunes chaudes" seraient destinées à devenir des "mini-Neptunes" ou finiraient par complètement s'évaporer pour ne laisser que leur noyau rocheux. Selon David Ehrenreich, coauteur de cette étude, "cela pourrait expliquer l'abondance des super-Terres chaudes qui ont été découvertes."

Mieux encore qu'une étoile en orbite autour d'un astre effondré, ces quelques découvertes permettent d'observer directement une évasion hydrodynamique de matière.

Selon Vidal-Madjar, on a spéculé sur le fait que Vénus, la Terre et Mars auraient perdu leur atmosphère primitive au début de leur formation. Leur atmosphère actuelle aurait été reconstituée suite aux impacts des astéroïdes et des comètes ainsi qu'au dégazage du sol. Ces découvertes apportent une nouvelle bouffée d'oxygène... aux astronomes.

Notons que plus de 80% des exoplanètes découvertes à ce jour sont des "soleils ratés", des "Hot Jupiters". L'observation de l'évaporation de quelques "Hot Neptunes" est encourageante, mais il faut étudier davantage d'exoplanètes de ce type pour créer un modèle et confirmer les prévisions. De plus, les télescopes sont trop peu puissants pour détecter les "Hot Neptunes" au-delà de 150 années-lumière car au-delà de cette distance l'hydrogène est caché par le gaz interstellaire. Les chercheurs envisagent donc d’utiliser le Télescope Spatial Hubble pour rechercher d’autres traces de " fuite atmosphérique", car l’hydrogène pourrait entraîner des éléments plus lourds comme le carbone. La solution pourrait également provenir de l’hélium, dont le rayonnement infrarouge n’est pas bloqué par le milieu interstellaire. C'est ici que le télescope spatial James Webb pourrait être d'une grand utilité car il devrait permettre de détecter l'hélium s'échappant de "mini-Neptunes". Affaire à suivre.

Les planètes chthoniennes

Du fait que le mécanisme d'évaporation est si distinctif, les astronomes ont proposé une nouvelle classe de planètes extrasolaires baptisées les "planètes chthoniennes", par référence au dieu grec Khtôn, dieu des Enfers (la racine est également utilisée en français dans le mot "autochtone"), allusion au fait que son atmosphère se vide totalement de ses gaz et s'évapore dans l'espace.

Les planètes chthoniennes seraient donc constituées de noyaux contenant les résidus d'exoplanètes gazeuses géantes évaporées orbitant très près de leur étoile, comme Osiris. La détection d'exoplanètes similaires devrait bientôt se poursuivre au moyen de télescopes interférométriques terrestres ou placés dans l'espace.

Systèmes planétaires particuliers

WASP 103 b, l'exoplanète en forme de ballon de rugby

Il s'avère que toutes les planètes ne sont pas sphériques comme la Terre. En 2014, des astronomes ont découvert une exoplanète en forme de ballon de rugby dans la constellation d'Hercule. Cataloguée WASP 103 b, elle est déformée en raison des énormes forces de marée engendrées par son étoile hôte. C'est la première fois qu'on découvre une telle déformation sur une exoplanète (cf. S.C. Barros et al., 2021).

Cette curieuse exoplanète fut découverte grâce au télescope spatial CHEOPS (CHaracterising ExOPlanet Satellite) de l'ESA en s'appuyant sur les données recueillies par les télescopes spatiaux Hubble et Spitzer. Plus précisément, l'exoplanète fut détectée par la méthode du transit. En utilisant ces données, les astronomes ont pu déterminer sa déformation exacte par l'effet de marée avec une précision de 3σ ou 99.73%.

Selon Jacques Laskar, directeur de recherche au CNRS et coauteur de cette étude, bien connu pour ses simulations de la dynamique chaotique du système solaire, "C'est incroyable que CHEOPS ait pu révéler cette minuscule déformation. C'est la première fois qu'une telle analyse est faite, et nous pouvons espérer que l'observation sur un intervalle de temps plus long renforcera cette observation et conduira à une meilleure connaissance de la structure interne de la planète."

WASP 103 b évolue à seulement 0.01985 UA soit 2.96 millions de kilomètres de son étoile et boucle sa révolution en seulement 0.92 jour. Sa masse est d'environ 1.49 Mj pour un rayon de 1.528 Rj. Sa température superficielle est de 2508 K ou 2781°C; c'est une Hot Jupiter.

Depuis 2017, grâce à des analyses spectroscopiques réalisées au moyen des télescopes Gemini Nord, VLT et du télescope spatiale Hubble, plusieurs éléments ou molécules ont déjà été détectés dans son atmosphère dont le sodium, le potassium, l'eau et l'hydrogène moléculaire.

Pour déterminer sa déformation, les chercheurs ont utilisé la courbe lumineuse de son transit devant WASP 103 pour dériver les nombres de Love, des paramètres qui mesurent la répartition de la masse sur un astre (qu'on retrouve dans l'interaction Terre-Lune et l'étude des trous noirs). Leurs valeurs permettent de savoir à quel point la planète est déformée et indirectement si elle est rocheuse, gazeuse ou aqueuse. En résumé il existe 3 nombres de Love importants : h₂ qui définit l'élasticité (le déplacement vertical, radial, de l'effet de marée sur le corps), k₂ qui définit la rigidité et l₂ qui définit le déplacement horizontal (cf.C.Z.Zhang, 1991; S.R. Dickman, 2005; thèse de S.K. Poulsen, 2009; C.Dumoulin et al., 2020).

Le nombre de Love radial pour WASP-103b est similaire à celui de Jupiter (h₂ ~1.59), ce qui suggère que la structure interne est similaire. Selon Susana Barros de l'Université de Porto, au Portugal, autrice principale de cet article et qui travailla 3 ans sur CHEOPS, "En principe, nous nous attendrions à ce qu'une planète ayant 1.5 fois la masse de Jupiter ait à peu près la même taille, donc WASP-103b doit être très gonflée en raison du réchauffement produit par son étoile et peut-être d'autres mécanismes. Si nous pouvons confirmer les détails de sa structure interne avec de futures observations, nous pourrions peut-être mieux comprendre ce qui la rend si volumineuse. Connaître la taille du noyau de cette exoplanète sera également important pour mieux comprendre comment elle s'est formée."

Les chercheurs attendent à présent beaucoup des futures observations du télescope spatial James Webb (JWST) qui permettront de mieux comprendre la nature exacte de la déformation de cette étrange exoplanète.

TOI 3362 b, une protoplanète géante en cours de migration

La théorie de la migration planétaire fut proposée dans les années 1980 mais jusqu'ici cette hypothèse n'avait jamais été validée. Pour la première fois, des astronomes américains ont découvert une protoplanète géante qui serait en cours de migration : TOI 3362 b alias TIC 464300749 b. Cette découverte fit l'objet d'un article publié dans "The Astrophysical Journal Letters" (en PDF sur arXiv) en 2021 par l'équipe de Jiayin Dong de l'Université d'État de Pennsylvanie.

L'étoile hôte HD 300730 se situe dans la constellation des Voiles (Vela) à environ 200 années-lumière du Soleil et est âgée d'environ 2.14 milliards d'années. Elle brille à une magnitude apparente de 10.9. De type spectral F, elle présente une température effective de 6532 K, une masse de ~1.4 M_, un rayon de 1.83 R et une luminosité ~5.5 fois supérieure à celle du Soleil.

La planète TOI 3362 b fut découverte par la méthode du transit. C'est une proto-Hot Jupiter 5 fois plus massive et 1.14 fois plus grande que Jupiter qui évolue à seulement 0.153 UA soit à peine 2.23 millions de kilomètres de son étoile (contre ~0.4 UA pour Mercure). Sa période orbitale est de 18.1 jours. Elle évolue sur une orbite très elliptique (e=0.815) et très inclinée (89.1°), affichant de ce fait des températures variant entre 2000°C avec des pluies d'aluminium en été et environ 500°C en hiver.

Selon les chercheurs, "TOI 3362 b est en train de subir une migration maréale à haute excentricité [...] La valeur extrême de son excentricité pourrait s'expliquer par l'effet de la diffusion planète-planète et les interactions séculaires."

Pour rappel, il existe plusieurs manières dont une planète géante peut migrer. L'une d'elle est la migration maréale à haute excentricité qui explique pourquoi on retrouve des planètes géantes très près de leur étoile. Une planète géante qui se forme loin de son étoile (~5 UA) peut subir une perturbation gravitationnelle par une autre planète massive qui perturbe son orbite en lui donnant une forte excentricité. Au fil des révolutions orbitales, la planète subit des effets de marée gravitationnelle répétés qui finissent par dissiper son énergie orbitale, réduisant la taille de son orbite et la rendant de plus en plus circulaire.

Le même phénomène serait en train de se produire avec TOI 3362 b. Les chercheurs ont calculé qu'à terme, l'orbite de la planète devrait se réduire et présenter un demi-grand axe de ~0.051 UA quasi circulaire. Il est également possible que ce système abrite une autre exoplanète. Les chercheurs proposent donc de suivre son évolution.

De plus, la variation de la température d'équilibre de la planète et le réchauffement engendré par les forces de marée au périapse font de cette planète une cible intéressante pour la modélisation et l'observation atmosphériques. Selon les chercheurs, "Du fait que la période orbitale de la planète est proche de la limite de la sensibilité du télescope TESS, les quelques découvertes de ce type suggèrent que les proto-Hot Jupiters peuvent être assez courantes."

A gauche, l'orbite de la protoplanète géante TOI 3362 b comparée à celle de la Terre. A droite, l'excentricité orbitale en fonction du demi-grand axe de quelques planètes de moins de 13 masses joviennes gravitant à moins de 1 UA de leur étoile. La zone grisée représente le chemin de migration possible pour les demi-grands axes compris entre 0.034 et 0.1 UA délimités respectivement par la limite de Roche et le plus faible effet de marée. Documents B.Jackson/BSU et J.Dong et al. (2021) adaptés par l'auteur.

Les auteurs rappellent qu'il existe une poignée d'autres exoplanètes susceptibles de subir une migration : HD 80606b, HAT P2b et Kepler 1656 b. Tous les trois sont des proto-Hot Jupiters évoluant sur des orbites très elliptiques très près de leur étoile.

La planète orpheline

En 2012, l'ESO rapporta la découverte par une équipe internationale d'astronomes d'une planète errante nommée CFBDSIR J214947.2-040308.9, qui semble faire partie d'un courant de jeunes étoiles proches connu sous le nom de groupe en mouvement AB Doradus (ABDMG).

Les chercheurs ont découvert cet astre grâce au Télescope Canada France Hawaï (CFHT) et ont également eu recours au NTT et à la puissance du VLT de l'ESO pour étudier ses propriétés.

AB Doradus est l'amas stellaire le plus proche du système solaire. Il se situe à environ 65 années-lumière (45-100 a.l) et est constitué d'une trentaine d'étoiles se déplaçant à environ 28 km/s. Sur le plan de l'évolution stellaire, ce sont de petites étoiles jeunes (0.8 à 0.09 M) âgées entre 50 et 150 millions d'années, de classe spectrale K et M (orangée, rouge) se situant sur la pré-Séquence principale. Elles se déplacent ensemble dans l'espace et on suppose qu'elles se sont formées à la même époque. L'objet découvert se situe aux limites de cet amas, à environ 100 années-lumière.

Il subsiste toutefois une petite probabilité pour que l'association avec ce groupe en mouvement soit fortuite et liée à un effet de perspective. Si l'objet est associé à ce groupe stellaire, il est possible de déduire bien plus d'informations. D'ores et déjà les relevés effectués au télescope Keck et au NTT de l'ESO indiquent que l'astre est bien trop petit pour être une étoile naine brune. Il serait 4 à 15 plus massif que Jupiter et présenterait une température superficielle inférieure à 100°C.

A voir : Rogue Planet Has No Parent Star

A gauche, devant l'amas globulaire Terzan 5 se profile l'objet CFBDSIR J214947.2-040308.9 découvert en 2012 dans le groupe en mouvement AB Doradus (ABDMG). L'astre se situe à environ 100 a.l. et serait âgé entre 50 et 120 millions d'années. Présentant une masse comprise entre 6-15 Mj et une température superficielle inférieure à 100°C, il s'agirait d'une exoplanète orpheline (sans étoile) ou plus vraisemblablement d'une étoile naine brune de type T associée au courant stellaire du groupe ABDMG. Son atmosphère contient du méthane et de l'eau. A droite, le système Tau Bootis situé à 49 a.l. est constitué d'une étoile blanche (F7 V) de 1.3 Ms autour de laquelle gravitent deux astres : une exoplanète de 4.3 Mj de classe "Hot Jupiter" gravitant à 0.046 UA seulement ainsi qu'une petite étoile naine rouge (Tau Bootis b) de 0.4 Ms gravitant à 245 UA. D'autres illustrations sont présentées dans la page "Alien worlds". Documents T.Lombry.

L'absence d'étoile brillante près de cet astre permet également aux astronomes d'étudier son atmosphère en détails. Des études de spectroscopie ont déjà permis d'identifier du méthane et de l'eau (sous forme gazeuse). On ignore encore si l'objet est réellement une planète errante ou s'il ne s'agit pas plutôt d'une étoile naine brune de type T (Tp < 900°C), explication plus plausible. Le lien entre cet objet et le groupe en mouvement est l'élément clé qui permet aux astronomes de déterminer l'âge de cet astre estimé entre 50 et 120 millions d'années.

Il s'agit du premier objet de masse planétaire isolé au sein d'un groupe stellaire en mouvement et son association avec ce groupe en fait l'exoplanète solitaire potentielle la plus intéressante identifiée à ce jour.

Un disque moléculaire autour de l'étoile double V4046

Jusqu'à présent nous avons toujours discuté d'étoiles isolées entourées de planètes ou d'un anneau de poussière. Or ce que l'on croyait peu probable voire inexistant a été découvert en 2009 : le système binaire V4046 Sagitarii est entouré d'un disque moléculaire en rotation. En effet, comme on le voit ci-dessous à gauche, l'interféromètre SMA (Submillimeter Array) de l'Observatoire d'Astrophysique du Smithsonian (CfA/SAO) a révélé la présence d'un disque moléculaire en rotation autour du jeune système binaire dont on voit une représentation artistique ci-dessous à droite.

A gauche, image radiointerférométrique de l'anneau entourant le système V4046 Sag prise par le réseau SMA du CfA. A droite, illustration du système V4046 Sag vu depuis un hypothétique astéroïde distant. Document David A. Aguilar/CfA.

Selon l'astronome David Rodriguez aujourd'hui à l'Université du Chili et spécialisé dans l'astronomie stellaire, l'anneau entourant V4046 représente une quantité de matière d'au moins 50 masses terrestres.

Les astronomes ont déjà répertorié des anneaux protoplanétaires autour de systèmes stellaires binaires. Mais les étoiles de ces systèmes étaient très éloignées les unes des autres, de 20 à plusieurs centaines de fois la distance qui sépare la Terre du Soleil.

Dans le cas de V4016, les deux étoiles ne sont séparées que de 5983920 km, soit 1/10^e de la distance qui sépare Mercure du Soleil. Pour Rodriguez, cette découverte suggère que des planètes peuvent tout aussi facilement se former autour d'étoiles doubles qu'autour d'étoiles simples comme le Soleil. En corollaire, cette nouvelle preuve augmente drastiquement le nombre potentiel de planètes pouvant exister hors de notre système solaire, sachant qu'une étoile sur deux est agencée en système binaire ou multiple, rendant les possibilités de vie ailleurs dans l'univers encore plus nombreuses.

Finalement la science-fiction comme par exemple la planète Tatooine à deux soleils de "Star Wars" n'est peut-être pas très éloignée de la réalité... Disons même qu'un jour, la réalité dépassera la fiction.

Des exoplanètes en dehors de la Galaxie

Dans le quasar RXJ1131-1231

Début 2018, pour la première fois des astronomes ont découvert des exoplanètes dans une autre galaxie. L'astrophysicien Xinyu Dai de l'Université d'Oklahoma et le postdoctorant Eduardo Gerras ont annoncé dans "The Astrophysical Journal Letters" (en PDF sur arXiv) avoir détecté grâce aux données de l'observatoire spatial X Chandra de la NASA plusieurs exoplanètes dans le quasar RXJ1131-1231 grâce aux effets d'une lentille gravitationnelle produisant quatre images autour d'une galaxie dont on voit une photo ci-dessous à gauche.

Ce quasar présente un redshift z=0.295 et se situe à 3.8 milliards d'années-lumière. Ce quasar n'est pas inconnu car en 2010, Dai et ses collègues avaient déjà étudié cet AGN et découvert qu'il abritait un trou noir supermassif d'au moins 100 millions de masses solaires mesurant ~190 millions de kilomètres de rayon soit 1.28 UA.

C'est grâce à un effet de microlensing gravitationnel que Dai et son collègue ont pu détecter ces planètes car la lentille gravitationnelle seule ne permet pas de détecter ces petits astres beaucoup plus pâles que les étoiles. A ce jour, une cinquantaine d'exoplanètes furent découvertes dans notre Galaxie par cette technique mais c'est la première fois qu'on l'applique avec succès dans une galaxie extérieure.

A gauche, photographie d'une lentille gravitationnelle générant 4 images d'un quasar distant nommé RJX1131-1231 autour d'une galaxie (en orange, au centre). A droite, après l'effondrement du nuage protoplanétaire et la formation d'une étoile, l'accrétion du gaz et des poussières en planétésimaux, ceux-ci ont fini par former un système planétaire quelque part dans cette galaxie éloignée. Documents NASA/CXC, U.Michigan, STScI et T.Lombry.

Pour réaliser cette découverte qui est avant tout une prouesse technique alliant des télescopes et des programmes d'analyses très puissants, les chercheurs ont analysé les caractéristiques du microlensing dans les images numériques (analyse des hautes fréquences des signatures) et les caractéristiques des fluctuations d'énergie des émissions FeKα (émissions X typiques d'un AGN mais fluctuant de 30% entre ~5-8 keV), signatures qu'ils ont ensuite modélisées et comparées aux caractéristiques d'autres AGN avec et sans lentilles gravitationnelles pour aboutir à la seule conclusion possible : seule la présence de corps planétaires (organisés en systèmes ou sous forme de planètes errantes) peut expliquer les hautes fréquences et les fluctuations d'énergie observées.

Les chercheurs ont pu déterminer que la masse planétaire est supérieure à 0.0001 fois celle de la masse du halo, ce qui équivaut à 2000 objets dont la masse est comprise entre celle de la Lune et de Jupiter pour chaque étoile de la Séquence principale.

Cette découverte a évidemment réjouit les astronomes et est très encourageante car elle confirme que même s'il est impossible d'observer directement (ern optique) les exoplanètes extragalactiques, on peut utiliser la technique du microlensing et détecter des exoplanètes jusqu'à plusieurs milliards d'années-lumière !

Dans la galaxie M51

En 2020, Rosanne Di Stefano du Centre d'Astrophysique Harvard-Smithsonian avec ses collègues ont annoncé la découverte d'une possible exoplanète dans la galaxie M51 située à quelque 23 millions d'années-lumière du Soleil dans la constellation des Chiens de Chasse. Cataloguée M51-ULS-1b, il s'agit probablement d'un astre ayant ~70% le rayon de Jupiter en orbite autour d'un système binaire à une distance d'environ 0.4 UA du barycentre stellaire. Selon les chercheurs, M51-ULS-1b ne peut pas être une naine blanche ou un autre type d'étoile car le système binaire est trop jeune pour qu'un tel objet ait évolué à proximité (cf. R. Di Stefano et al., 2020; NASA).

A voir : Zoom in on M51-ULS-1, SciTech Daily, 2021

A gauche, image en fausses couleurs RGB obtenu par Chandra du système M51-ULS-1b. A droite, gros-plan sur la candidate exoplanète. Documents Chandra/ACIS-S, R. Di Stefano et al. (2020) adaptés par l'auteur.

L'observation a été possible grâce à la réunion de plusieurs conditions. Le système binaire hôte se compose d'une étoile à neutrons ou d'un trou noir qui accrète l'atmosphère d'une étoile massive. L'afflux de matière libère d'énormes quantités d'énergie, faisant de ce système l'une des sources de rayons X les plus brillantes de toute la galaxie M51. En effet, sa luminosité en rayons X est environ un million de fois supérieure (> 10³⁹ erg/s) au spectre intégral du Soleil. Il s'agit d'une source X ultralumineuse cataloguée parmi les XRBs (Bright X-ray Binaries). L'émission X fut détectée le 20 septembre 2012 par Chandra qui détecta un transit qui dura environ 3 heures mais auquel les chercheurs n'ont pas de suite prêté attention. Il est aussi possible que ce transit soit provoqué par un nuage de matière s'effondrant sur l'objet compact et obscurcissant temporairement l'étoile.

C'est la première fois que les astrophysiciens découvrent une candidate exoplanète dans une galaxie extérieure.

Enfin, pour mémoire rappelons qu'il existe au moins 13 pulsars escortés d'une ou plusieurs exoplanètes (par ex. PSR B1620-26, PSR 1257+12 et PSR 1719-14) et plusieurs systèmes exoplanétaires sont entourés d'un anneau de débris dont le progéniteur est généralement une étoile naine blanche.

Quelques exoplanètes sous la loupe

Pour découvrir des exoplanètes telluriques les astronomes comptent beaucoup sur les observatoires spatiaux. Car découvrir une poignée d'exoplanètes de la taille de Neptune est une proportion qui ne reflète certainement pas la réalité car nos moyens d'investigation nous limitent actuellement à la recherche de planètes géantes similaires à Jupiter, les planètes à l'image de la Terre restant une exception. En effet, ces petites exoplanètes sont inaccessibles aux télescopes terrestres actuels car leur taille réside en deçà de la résolution des instruments. Aussi le lancement d'ici quelques années de télescopes spatiaux interférométriques risque de bouleverser notre tableau. On peut également éventuellement compter sur des phénomènes de microlensing naturels qui permettraient, comme en 2003 avec OGLE-235 présentée ci-dessus de découvrir des exoplanètes sous la loupe d'une masse obscure située à l'avant-plan.

Cela nous conduit à examiner la probabilité de trouver des exoplanètes viables et de passer en revue les moyens d'observations actuels et futurs. C'est l'objet du dernier chapitre.

Dernier chapitre

Les chances de trouver des exoplanètes viables