Exoplanète

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Exoplanètes
Image illustrative de l'article Exoplanète
Vue d'artiste d'une exoplanète.

Exoplanètes confirmées
EPE[1] : 1783
PQ[2] : 1706
NEA[3] : 1706
Exoplanètes possibles
NEA[3] : 3845 (confirmées + candidates)
PQ[2] : 2903 (soit 4609 en tout)
EPE[1] : 199 (non-confirmées, controversées et rétractées)

Mise à jour 24 avril 2014
Vue d'artiste des trois étoiles de l'exoplanète HD 188753 Ab (l'une des étoiles étant couchée), à partir d'un hypothétique satellite de cette dernière

Une exoplanète, ou planète extrasolaire, est une planète située en-dehors du Système solaire. Cette définition est étendue de manière plus ou moins officielle, suite aux découvertes récentes, aux « planètes errantes », c'est-à-dire n'étant liées par la gravité à aucune étoile, et qui seraient peut-être même plus nombreuses que les planètes au sens traditionnel. Cette terminologie pourrait également inclure les planètes qui pourraient théoriquement graviter autour de trous noirs.

L'existence de planètes situées en dehors du Système solaire est évoquée dès le XVIe siècle mais ce n'est qu'au cours du XIXe siècle que les exoplanètes deviennent l'objet de recherches de quelques scientifiques. Beaucoup d'astronomes supposent qu'elles peuvent exister, mais aucun moyen technique d'observation ne permet de prouver leur existence. La distance mais aussi le manque de luminosité de ces objets célestes si petits en comparaison des étoiles autour desquelles ils orbitent rendaient leur détection impossible. Ce n'est que dans les années 1990 que les premières exoplanètes sont détectées de manière indirecte, puis depuis 2008 de manière directe. La plupart des exoplanètes découvertes à ce jour orbitent autour d'étoiles situées à moins de 400 années-lumière du Système solaire. En date du 19 avril 2014, 1 783 exoplanètes ont été confirmées dans 1 105 systèmes planétaires dont 460 multiples. Plusieurs milliers d'exoplanètes supplémentaires découvertes au moyen de télescopes terrestres ou d'observatoires spatiaux, dont Kepler, sont en attente de confirmation. En extrapolant à partir des découvertes déjà effectuées, il existerait au moins 100 milliards de planètes rien que dans notre galaxie.

Les méthodes de détection utilisées sont principalement la méthode des vitesses radiales qui déduit la présence d'une planète à travers l'incidence de son attraction gravitationnelle sur la vitesse radiale de son étoile et la méthode du transit qui identifie une planète lorsque celle-ci passe devant son étoile en mesurant l'affaiblissement de l'intensité lumineuse de l'astre. Un biais découlant de ces méthodes a abouti à la détection d'une majorité de planètes aux caractéristiques très différentes de celles présentes dans le Système solaire, en particulier de planètes gazeuses très proches de leur étoile hôte. Ces nouveaux types de planète ont néanmoins entrainé une remise en cause radicale des modèles de formation des systèmes planétaires qui avaient été élaborés en se basant sur le seul Système solaire. Depuis que les méthodes de détection se sont améliorées, les études visent également à mettre en évidence des planètes aux caractéristiques proches de celles de la Terre orbitant dans la zone habitable de leur étoile.

Définition[modifier | modifier le code]

Communément, on appelle « planète extrasolaire » toute planète orbitant autour d'une autre étoile que le Soleil. Cependant, cette définition, bien que simple et instinctive, n'est pas stricto sensu la définition exacte utilisée aujourd'hui dans le milieu astronomique. En fait, tout dépend de ce que l'on considère réellement comme une « planète » hors de notre Système solaire…

En effet, la définition officielle d'une planète adoptée en août 2006 par l'Union astronomique internationale (UAI) ne concerne que les objets du Système solaire et ne s'applique pas aux exoplanètes[4],[5]. À l'heure actuelle, la seule définition de l'UAI qui concerne les exoplanètes est une définition de travail donnée en 2002 et modifiée en 2003[6]. Cette définition, plus générale et qui concerne toutes les planètes y compris nos propres planètes du Système solaire, contient les critères suivants[note 1] :

  • Les objets avec une masse vraie en deçà de la masse limite permettant la fusion thermonucléaire du deutérium (actuellement calculée comme valant 13 fois la masse de Jupiter pour des objets de métallicité solaire) qui orbitent autour d'étoiles ou de rémanents stellaires sont des « planètes » (peu importe comment ils se sont formés). La masse/taille minimale requise pour qu'un objet extrasolaire soit considéré comme une planète devrait être la même que celle utilisée dans notre Système solaire.
  • Les objets substellaires avec des masses vraies au-delà de la masse limite permettant la fusion thermonucléaire du deutérium sont des « naines brunes », peu importe comment ils se sont formés ou où ils se trouvent.
  • Les objets flottant librement dans de jeunes amas stellaires avec des masses en deçà de la masse limite permettant la fusion thermonucléaire du deutérium ne sont pas des « planètes », mais sont des « sous-naines brunes » (ou quelque nom qui soit plus approprié).

De façon cohérente, les « planètes » du Système solaire au sens de la définition précédente sont les huit objets définis comme « planètes » au sens de la résolution du 24 août 2006. Et de la même façon, une « planète extrasolaire » est alors définissable comme une planète -toujours au sens de la définition générale juste au-dessus et uniquement celui-ci- située hors du Système solaire.

Cet article suit la définition précédente. Par conséquent ne sont traitées que les planètes qui orbitent autour d'étoiles ou de naines brunes. Plusieurs détections d'objets de masse planétaire qui ne sont en orbite autour d'aucun autre corps ont aussi été annoncées[7]. Certains de ces objets ont peut-être appartenu à un système planétaire autour d'une étoile avant d'en être éjectés.

Cependant, la définition de travail de l'UAI n'est pas acceptée par tout le monde. Une définition alternative considère que les planètes devraient être distinguées des naines brunes sur la base de leur formation. Il est largement admis que les planètes géantes se forment par accrétion à partir d'un noyau et que ce procédé peut parfois produire des planètes de masse supérieure au seuil de fusion du deutérium[8],[9] ; des planètes massives de cette sorte ont peut-être déjà été observées[10]. Ce point de vue admet également la possibilité des sous-naines brunes, qui ont des masses planétaires mais se forment à la manière des étoiles par effondrement direct d'un nuage de gaz.

De plus, la séparation à 13 masses joviennes n'a aucune signification physique précise. La fusion du deutérium peut se produire dans des objets de masse inférieure à cette limite. La quantité de deutérium fusionné dépend également de la composition de l'objet[11]. L'Encyclopédie des planètes extrasolaires inclut les objets jusqu'à 25 fois la masse de Jupiter, considérant que « le fait qu'il n'y ait aucune particularité (special feature) autour de 13 MJup dans le spectre de masse observé renforce le choix d'oublier cette limite de masse »[12], et l'Exoplanet Data Explorer (en) inclut les objets allant jusqu'à 24 masses joviennes en précisant que « La distinction à 13 masses de Jupiter du Groupe de travail de l'UAI n'est pas physiquement motivée pour des planètes avec un cœur rocheux et observationnellement problématique à cause de l'ambiguïté du sin(i)[13]. »

Nomenclature[modifier | modifier le code]

Nomenclature actuellement utilisée[modifier | modifier le code]

Le nommage normalisé des exoplanètes est une extension de celui utilisé par le Washington Multiplicity Catalog (WMC) pour les systèmes d'étoiles multiples[14], norme qui a été adoptée par l'UAI[14].

Selon cette norme, le membre le plus brillant d'un système reçoit la lettre « A ». Les composants distincts qui ne sont pas compris dans « A » sont nommés « B », « C », etc. Les sous-composants sont désignés par un ou plusieurs suffixes ajoutés à celui du sous-système, en commençant par des lettres minuscules pour le deuxième niveau hiérarchique puis des nombres pour le troisième[15]. Suivant une extension de la norme précédente, le nom d'une exoplanète est normalement formé en ajoutant une lettre minuscule au nom de l'étoile hôte de ladite planète. La première planète découverte se voit attribuer la désignation « b » (la lettre « a » étant réservée à l'étoile) puis les planètes suivantes sont nommées avec les lettres suivantes dans l'ordre alphabétique. Si plusieurs planètes du même système sont découvertes en même temps, la plus proche de l'étoile reçoit la première lettre suivante, et ainsi de suite en s'éloignant de l'étoile.

Si une planète orbite un membre d'un système binaire, la lettre capitale de l'étoile est alors suivie par une minuscule pour la planète. Plusieurs exemples sont aujourd'hui connus, tels 16 Cygni B b[16] et HD 178911 B b[17]. Les planètes en orbite autour de l'étoile primaire (étoile « A ») devraient avoir un « A b » suite au nom du système, comme pour HD 41004 Ab[18]. Cependant, le « A » est parfois omis, en particulier lorsque la seconde étoile a été découverte après la (ou les) planète(s) ; par exemple la première planète découverte autour de l'étoile principale du système binaire Tau Bootis est habituellement appelée simplement Tau Bootis b[19].

Si l'étoile hôte est une étoile simple, on peut toujours considérer qu'elle possède un « A » dans sa désignation, bien qu'il ne soit habituellement pas écrit. La première exoplanète trouvée autour d'une telle étoile est alors considérée comme étant un sous-composant secondaire dudit système recevant la désignation « A b ». Par exemple, 51 Peg A a est l'étoile hôte du système 51 Peg et la première exoplanète est alors 51 Peg A b. La plupart des exoplanètes se trouvant dans des systèmes unistellaires, la désignation implicite « A » est généralement absente, ne laissant simplement que la minuscule à la suite du nom du système : 51 Peg b. Le « a » pour l'étoile est également le plus souvent omis, nommant par un petit abus l'étoile du nom du système, ici par exemple 51 Peg.

Quelques exoplanètes se sont vu attribuer des noms qui ne se conforment pas à la norme précédente. Par exemple, les planètes qui orbitent le pulsar PSR 1257 sont souvent nommées avec des capitales plutôt qu'avec des minuscules. Par ailleurs, le nom du système lui-même peut suivre plusieurs systèmes de nommage différents. Dans les faits, un certain nombre d'étoiles parmi lesquelles Kepler-11 n'ont reçu leur nom que grâce à leur inclusion dans un programme de recherche de planètes, n'étant jusque-là référencées que par leurs coordonnées célestes.

Cependant Hessman et al. fit la remarque que le système implicite utilisé pour les noms d'exoplanètes tombait totalement en échec avec la découverte de planètes circumbinaires[14]. Ils notent que les découvreurs des deux planètes autour de HW Virginis ont essayé de contourner le problème de nommage en les appelant « HW Vir 3 » et « HW Vir 4 », c'est-à-dire comme étant les troisième et quatrième objets – stellaires ou planétaires – découverts dans le système. Ils notent également que les découvreurs des deux planètes autour de NN Serpentis ont été confrontés à de multiples suggestions émanant de diverses sources officielles et choisirent finalement d'utiliser les désignations « NN Ser c » et « NN Ser d ». Hessman et al. ont alors proposé deux règles afin de remédier à ce problème. Ils notent que, en suivant ces deux règles, 99 % des noms actuels de planètes autour d'étoiles simples sont conservés comme des formes informelles de la forme provisoire sanctionnée par l'UAI. Ils renommeraient simplement Tau Bootis b officiellement en Tau Bootis Ab, en conservant la forme précédente pour un usage informel. Pour faire face aux difficultés liées aux planètes circumbinaire, la proposition contient deux règles supplémentaires, où l'utilisation de parenthèses autour du nom du couple d'étoiles centrales est à privilégier dans le cas de planètes dans cette situation. Ils indiquent que cela ne nécessite le changement de nom complet que de deux systèmes exoplanétaires  : les planètes autour HW Virginis serait rebaptisé HW Vir (AB) b et (AB) c tandis que ceux autour NN Serpentis serait rebaptisé NN Ser (AB) b et (AB) c. En outre, les seules planètes circumbinaires connues antérieurement autour de PSR B1620-26 et DP Leonis peuvent presque conservent leurs noms (PSR B1620-26 b et DP Leonis b) comme des formes officieuses informelles de la forme « (AB) b » où la désignation « (AB) » est laissée de côté.

De nouvelles difficultés[modifier | modifier le code]

Suite à la récente découverte de PH1b, de nouvelles difficultés sont apparues. En effet, cette planète tourne autour d'un système binaire faisant lui-même partie d'un système double double (système binaire de systèmes binaires) nommé KIC 4862625. Les auteurs de l'article annonçant sa découverte ont évité ce problème en la nommant de façon provisoire « PH1 » (Planet Hunters 1), du nom du programme l'ayant découverte. En effet, PH1 tourne autour de la paire KIC 4862625 A (aussi notée KIC 4862625 Aa+Ab ou encore KIC 4862625 Aab, normalement A(ab) de façon plus correcte, pour bien indiquer les deux composantes), composée des étoiles individuelles KIC 4862625 Aa et KIC 4862625 Ab, et l'autre paire est nommée KIC 4862625 B (aussi KIC 4862625 Ba+Bb ou KIC 4862625 Bab) et composée de KIC 4862625 Ba et KIC 4862625 Bb. La logique exposée ci-dessus plaide en la faveur d'un nommage de la forme KIC 4862625 A(ab)I ou KIC 4862625 (Aa+Ab)I, les chiffres romains étant l'étape suivante usuelle après les lettres minuscules. Cependant cela rompt avec le nom habituel des exoplanètes avec une lettre minuscule en plaçant la planète au même niveau que d'éventuels satellites d'autres planètes ne tournant autour que d'une seule étoile ou d'un système multiple « simple ». Quoi qu'il en soit, on peut remarquer que l'équipe de l'Encyclopédie des planètes extrasolaires l'a déjà nommée de façon systématique KIC 4862625 b[20], nom on ne peut plus ambigu (autour de quelle(s) composante(s) la planète tourne-t-elle exactement ?) mais évitant le problème sus-mentionné. L'UAI ayant le dernier mot, ce sera à elle de prendre la décision finale attribuant le nom officiel à la planète.

Autres systèmes de nommage[modifier | modifier le code]

Autres systèmes « catalogue »[modifier | modifier le code]

Une autre nomenclature, souvent vue dans les œuvres de science-fiction, utilise les chiffres romains dans l'ordre des positions des planètes de l'étoile. Cela a été inspiré par un ancien système pour nommer les lunes des planètes extérieures, telles que « Jupiter IV » pour Callisto. Mais un tel système n'est pas pratique pour un usage scientifique, puisque de nouvelles planètes peuvent être trouvées plus près de l'étoile, changeant alors tous les chiffres. Cependant, ces chiffres romains semblent être la forme qui sera utilisée pour désigner les satellites de planètes extrasolaires, mais en conservant l'ordre de la numérotation suivant l'ordre de découverte comme pour les planètes ou les lunes de notre propre Système solaire.

Noms populaires[modifier | modifier le code]

Enfin, plusieurs planètes ont reçu de façon non-officielle de « vrais » noms à la façon de ce qui se fait dans notre Système solaire : on peut notamment citer Osiris (HD 209458 b), Bellérophon (51 Pegasi b), Zarmina (Gliese 581 g) et Mathusalem (PSR B1620-26 b). Wladimir Lyra, de l'Institut Max-Planck d'astronomie, a proposé des noms provenant pour la plupart de la mythologie gréco-romaine pour les 403 candidates planètes extrasolaires connues en octobre 2009[21]. Cependant l'Union astronomique internationale (UAI) avait annoncé qu'elle n'avait aucun projet d'assigner des noms de ce genre aux planètes extrasolaires, considérant que ce n'est pas pratique[22].

L'Union astronomique internationale, seul arbitre dans le processus de nomenclature par sa commission 53[23], ne reconnaît pas les noms donnés aux planètes extrasolaires via des sites marchands[24]. Elle annonce cependant le 19 août 2013 sa décision de donner des noms populaires aux exoplanètes, en invitant le public à lui suggérer des noms[25].

Planètes du Système solaire[modifier | modifier le code]

Les planètes de notre Système solaire, comme toute planète, peuvent parfaitement se voir appliquer les règles précédentes. Pour le détail, voir cette section.

Historique[modifier | modifier le code]

Prémices[modifier | modifier le code]

La question « Sommes-nous seuls dans l'Univers ? » est ancienne (ainsi, Fontenelle y a consacré ses Entretiens sur la pluralité des mondes). Elle entraîne la question de savoir s'il existe ou non d'autres planètes sur lesquelles pourraient se développer d'autres formes de vie. Au XVIe siècle, Giordano Bruno, partisan de la théorie de Nicolas Copernic selon laquelle la Terre et les autres planètes seraient en orbite autour du Soleil, a mis en avant une théorie selon laquelle les étoiles sont telles le Soleil et ainsi accompagnées de planètes[26]. Au XVIIIe siècle, Isaac Newton fait de même dans le General Scholium (en), la conclusion de ses Principia : « Et si les étoiles fixes sont les centres de systèmes semblables, ils seront alors tous construits selon le même concept et sujets à la domination de l'Un. » (« And if the fixed stars are the centers of similar systems, they will all be constructed according to a similar design and subject to the dominion of One. »)[27]

Christiaan Huygens est le premier astronome à envisager l'utilisation des instruments d'observation afin de détecter de telles planètes. À la fin du XXe siècle, grâce aux progrès technologiques des télescopes, tels que les détecteurs à couplage de charge (CCD), le traitement d'image, ainsi que le télescope spatial Hubble, qui permettent des mesures plus précises du mouvement des étoiles, beaucoup d'astronomes espéraient détecter des planètes extrasolaires. Dans les années 1980 et au début des années 1990, quelques annonces sont faites mais démenties après vérification. Il faut attendre l'année 1995 pour que la découverte de la première exoplanète soit confirmée.

« Découvertes » rétractées[modifier | modifier le code]

Des découvertes d'exoplanètes ont été revendiquées dès le XIXe siècle. Plusieurs annonces parmi les plus anciennes impliquent l'étoile binaire 70 Ophiuchi. En 1855, le capitaine W. S. Jacob à l'observatoire de Madras de la British East India Company relève des anomalies qui rendent la présence d'un « corps planétaire » dans ce système « hautement probable »[28]. Dans les années 1890, Thomas J. J. See de l'université de Chicago et de l'United States Naval Observatory énonce que les anomalies prouvent l'existence d'un corps sombre dans le système de 70 Ophiuchi, avec une période orbitale de 36 ans autour de l'une des étoiles [29]. Néanmoins, Forest Ray Moulton publie alors un article prouvant qu'un système à trois corps avec de tels paramètres orbitaux serait hautement instable [30].

Durant les années 1950 et 1960, Peter van de Kamp du Swarthmore College fait une autre série remarquée de revendications de détection, cette fois pour des planètes en orbite autour de l'étoile de Barnard [31]. De nos jours, les astronomes considèrent généralement tous les anciens rapports de détection comme erronés [32].

En 1991, Andrew G. Lyne, M. Bailes et S.L. Shemar ont revendiqué la découverte d'une planète de pulsar en orbite autour de PSR B1829-10, en utilisant la mesure des infimes variations de la périodicité des pulsars, qui permettent de calculer les principaux paramètres orbitaux des corps responsables de ces perturbations (chronométrie de pulsar (en))[33]. L'annonce a brièvement fait l'objet d'une attention intense, mais Lyne et son équipe l'ont ensuite rétractée[34].

Découvertes[modifier | modifier le code]

Évolution du nombre d'exoplanètes découvertes chaque année selon la méthode de détection (dernière mise à jour : janvier 2014)
  •      Vitesses radiales
  •      Transit astronomique
  •      Timing
  •      Astrométrique
  •      Imagerie directe
  •      Microlentilles gravitationnelles
  •      Émission radio du pulsar

Les premières planètes extrasolaires ont été découvertes en septembre 1990 par Aleksander Wolszczan (du radiotélescope d'Arecibo) qui l'a annoncé dans le journal Nature le 9 janvier 1992[35]. Ces planètes entourent le pulsar PSR B1257+12.

Le 6 octobre 1995[36] Michel Mayor et Didier Queloz (de l'observatoire de Genève) ont annoncé la découverte de la première exoplanète en orbite autour d'une étoile de type solaire : 51 Pegasi, d'après des observations qu'ils ont réalisées à l'observatoire de Haute-Provence grâce à la méthode des vitesses radiales. L'étoile hôte est 51 Pegasi[37], dans la constellation de Pégase, à environ 40 années-lumière de la Terre.

Depuis lors, plus de 1000 planètes ont été détectées.

Plus de la moitié ont été découvertes à l'université de Genève par des équipes internationales.

Le premier système où l'on a détecté plusieurs planètes était Upsilon Andromedae, dans la constellation d'Andromède. Le deuxième fut 55 Cancri[38].

La majorité des planètes détectées pour l'instant sont des géantes gazeuses ayant une orbite très excentrique, certaines se sont finalement révélées être des naines brunes. Le fait de découvrir essentiellement des géantes gazeuses proches de leur étoile est généralement interprété comme un biais de l'observation : il est beaucoup plus simple de découvrir une planète massive tournant rapidement autour de son étoile par la méthode de la vitesse radiale qui détecte la planète en interpolant sa présence par les fluctuations de la trajectoire de l'étoile.

Au premier semestre 2005, une polémique a agité le monde astronomique. Des équipes de la Nasa et de l'ESO ont annoncé des découvertes grâce au VLT et au télescope spatial Spitzer. Finalement, il semble que l'Europe a bien obtenu les premières images directes de planètes extrasolaires. En l'occurrence, elles orbitent autour de la naine brune GPCC-2M1207 et de l’étoile GQ Lupi. Cela dit, le compagnon de GQ Lupi est probablement une naine brune.

En novembre 2009, le « mystère du lithium » est résolu grâce aux données compilées sur les exoplanètes et leurs étoiles[39]. Garik Israelian : « Nous venons de découvrir que la quantité de lithium dans les étoiles semblables au Soleil dépend de la présence, ou non, de planètes. » Les étoiles à planètes contiennent moins de 1 % de la quantité de lithium des autres étoiles.

Méthodes de détection[modifier | modifier le code]

Extrasolar Planets 2004-08-31.svg

Détecter une exoplanète de manière directe n'est pas une chose facile, 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 une exoplanète. La plupart sont détectées depuis les observatoires au sol.

Par la vitesse radiale[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Méthode des vitesses radiales.

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.

Par le transit[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Transit astronomique.

Transit primaire (méthode indirecte)[modifier | modifier le code]

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.

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

Transit secondaire (méthode semi-directe)[modifier | modifier le code]

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[modifier | modifier le code]

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[modifier | modifier le code]

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.

Par imagerie directe[modifier | modifier le code]

Système planétaire HR 8799 observé le 14 avril 2010 à l'observatoire du Mont Palomar en Californie.

L'utilisation combinée de systèmes de correction en temps réel (optique adaptative) et de la coronographie permet maintenant d'observer directement la lumière parvenant de la planète.

La coronographie est une technique utilisée pour atténuer la lumière d'une étoile, ce qui permet ensuite d'observer des objets moins brillants gravitant autour. Utilisée en complément d'une optique adaptative, elle permet de découvrir des planètes qui orbitent autour d'étoiles pourtant des millions de fois plus lumineuses.

D'énormes efforts sont consacrés actuellement à l'amélioration de ces 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. En outre, cette technique permet d'analyser des photons parvenant directement de la planète, ce qui pourra donner des informations importantes sur les conditions atmosphériques et surfaciques de ces planètes.

La première photographie optique d'une exoplanète (2M1207 b) a lieu en 2005 à l'aide du VLT[40]. Cependant, elle orbite autour d'une étoile peu brillante (une naine brune), 2M1207 et est detectée non pas par coronographie, mais par imagerie infrarouge. La première découverte par coronographie est publiée le 13 novembre 2008 dans la revue Science. 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[41]. 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[42].

Types d'exoplanètes[modifier | modifier le code]

Erythro.jpg Artist's Concept of Extrasolar Planet's Hazy Atmosphere.jpg
EarthlikePlanet-590.jpg Artist's concept of PSR B1257+12 system.jpg
Article détaillé : Types de planètes.

Les différents types de planètes sont soit avérés ou bien demeurent pour le moment hypothétiques. Il y a plusieurs classifications. D'abord, une classification structurelle range les planètes dans des catégories par rapport à leur composition, telles planète tellurique ou planète gazeuse, ou par rapport à leur masse, telles sous-Terre ou super-Jupiter. D'un autre côté, une autre classification range les planète selon leur température : Jupiter chaud, Jupiter froid, etc. Une troisième classification est faite par rapport à la position, par exemple : planète Boucles d'or, objet libre de masse planétaire. Il existe aussi des catégories transverses, par exemple planète à période de révolution ultra-courte.

Dès l'an 2000, des classifications taxinomiques sont aussi suggérées. En 2000, la classification de Sudarsky établit cinq classes de planètes et ne concerne que les géantes gazeuses, sur la base de modèles numériques reposant sur les types d'atmosphères les plus probables pour ce genre de corps. En 2012, la taxonomie de Plávalová donne une description symbolique des principales caractéristiques d'une planètes afin de pouvoir effectuer une comparaison rapide entre les diverses propriétés de ces objets.

Liste d'exoplanètes[modifier | modifier le code]

Article détaillé : Liste des planètes connues.

Inventaire[modifier | modifier le code]

La plupart des planètes découvertes à ce jour l'ont été dans un rayon de 300 années-lumière autour du soleil, ce qui est très réduit à l'échelle galactique (image jpl-NASA).

Au 19 avril 2014 on recense[1] 1 783 exoplanètes dans 1 105 systèmes planétaires dont 460 multiples.

La Voie lactée posséderait à elle seule plus de 100 milliards de planètes voire plus de 200 milliards[43]. Par ailleurs, même si aucun n'a encore été formellement identifié, nombre d'entre elles possèdent certainement des satellites.

Selon une étude publiée en novembre 2013 dans les Proceedings of the National Academy of Sciences, le nombre de planètes semblables à la Terre présentes dans notre galaxie est estimé à environ 8,8 milliards[44],[45].

Le 26 février 2014 la NASA annonce la confirmation de 715 nouvelles exoplanètes détectées grâce au télescope spatial Kepler. Ce faisant, le nombre d'exoplanètes confirmées passe la barre des 1700.

Quelques exoplanètes remarquables[modifier | modifier le code]

1995[modifier | modifier le code]

  • En octobre 1995, Michel Mayor et Didier Queloz annoncent avoir découvert la première exoplanète en orbite autour d'une étoile similaire au Soleil (comprendre : une étoile de la séquence principale) : 51 Pegasi b.

1999[modifier | modifier le code]

Vue d'artiste représentant l'évaporation d'Osiris
crédits : NASA/ESA/CNRS
  • C'est en 1999 que l'on détecte la première géante gazeuse, Osiris, contenant de l'oxygène et du carbone dans son atmosphère. Cette planète étant très proche de son étoile, elle voit son atmosphère être soufflée par cette dernière. Ce phénomène a poussé les scientifiques à imaginer une classe particulière d'exoplanètes, les planètes chthoniennes, qui sont des résidus rocheux de géantes gazeuses à l'atmosphère soufflée par leur étoile.

2005[modifier | modifier le code]

  • En 2005, pour la première fois, des astronomes ont pu discerner la lumière émise directement par deux planètes, malgré la lueur éblouissante et toute proche de leurs étoiles. Jusqu'alors, les découvertes n'étaient qu'indirectes, en regardant les perturbations exercées par les planètes sur leurs étoiles ou en mesurant une baisse de luminosité lors d'un transit. Cette fois, deux découvertes presque simultanées ont été faites par deux équipes différentes observant des planètes différentes. Mais comme les deux équipes ont toutes deux utilisé le télescope spatial infrarouge américain Spitzer, la Nasa a décidé de profiter de l'occasion pour annoncer les deux découvertes en même temps. Il est cependant important de préciser que les deux exoplanètes observées avaient déjà été détectées auparavant grâce à la technique de la vitesse radiale.
  • Le 14 juillet 2005, l'astrophysicien Maciej Konacki du California Institute of Technology (Caltech) a annoncé dans la revue Nature la découverte d'une exoplanète (HD 188753 Ab) dans un système de trois étoiles qui se trouve à 149 années-lumière de la Terre. Grâce au télescope Keck 1 de Hawaï, il a pu trouver cette planète dont la révolution autour de son étoile se fait en moins de quatre jours. Les modèles actuels (juillet 2005) de formation des planètes n'expliquent pas comment une telle planète peut se former dans un environnement si instable d'un point de vue gravitationnel. Cette planète a été surnommée « planète Tatooine » par son découvreur en hommage à la planète du même nom dans la saga Star Wars.

2006[modifier | modifier le code]

  • Le 26 janvier 2006, le Probing Lensing Anomalies NETwork (PLANET) dirigé par le Français Jean-Philippe Beaulieu a découvert la planète OGLE-2005-BLG-390Lb qui semble être la première exoplanète tellurique connue. Cette planète se situe à 22 000 années-lumière de la Terre. Sa masse vaut environ cinq fois celle de la Terre, sa température (moyenne de surface) est estimée à -220 °C (53 K), ce qui laisse supposer qu'il s'agit d'une planète solide.
  • Le 17 mai 2006, une équipe de chercheurs de planètes (dont Michel Mayor fait partie) annonce la découverte, grâce au spectrographe HARPS, de trois planètes de type « neptunien » (le « Trident de Neptune ») autour de l'étoile de type solaire HD 69830. Les masses sont respectivement de 10, 12 et 18 fois la masse terrienne (ce qui est relativement faible, Jupiter fait 317 fois la masse de la Terre). Ce système possède probablement une ceinture d'astéroïdes à environ 1 UA de l'étoile.
  • Le 25 août 2006, une planète, Mu Arae d ou la Vénus de Mu Arae, de 14 masses terrestres a été découverte. Cette masse étant en deçà d'une limite théorique de 15 masses terrestres en dessous de laquelle une planète peut être tellurique, les scientifiques pensent qu'il peut s'agir d'une très grosse planète rocheuse, la première de ce type qui serait donc découverte. Néanmoins, il peut tout aussi bien s'agir d'une très petite planète gazeuse.
  • Le 18 septembre 2006, une équipe d'astronomes du Smithsonian annonce la probable découverte d'un nouveau type de planète : avec un rayon équivalent à 1,38 fois celui de Jupiter mais n'ayant même pas la moitié de sa masse, c'est l'exoplanète la moins dense jamais découverte. Cela lui confère une densité inférieure à celle du liège. L'objet est baptisé HAT-P-1 ; son étoile est l'astre principal d'un système double, situé à quelque 450 années-lumière de la Terre dans la constellation du Lézard et connu sous le nom ADS 16402. Les deux étoiles sont similaires au Soleil mais plus jeunes, environ 3,6 milliards d'années.
  • Le 5 octobre 2006, Kailash Sahu, du Space Telescope Science Institute de Baltimore, et ses collègues américains, chiliens, suédois et italiens auraient découvert, grâce au télescope spatial Hubble, 5 exoplanètes d'une nouvelle classe baptisées « planètes à période de révolution ultra-courte » (USPP : Ultra-Short-Period Planet) parce qu’elles font le tour de leur astre en moins d’une journée terrestre, 0,4 jour (moins de 10 heures) pour la plus rapide. Les objets semblent être des planètes gazeuses géantes de faible densité similaires à Jupiter, tournant autour d'étoiles plus petites que le Soleil.

2007[modifier | modifier le code]

  • Le 8 novembre 2007, une équipe d'astronomes conduite par Debra Fischer (San Francisco State University) et Geoffrey Marcy (University of California, Berkeley) a découvert une cinquième planète autour de 55 Cancri, une étoile située à 41 années-lumière dans la constellation du Cancer, faisant de ce système, le plus « peuplé » en exoplanètes connu à ce jour[47].

2008[modifier | modifier le code]

  • Le 2 janvier 2008, l'Institut Max-Planck de recherche sur le Système solaire (Heidelberg en Allemagne) annonce avoir découvert une jeune planète en formation dans le disque circumstellaire de TW Hydrae, une étoile de moins de 10 millions d'années qu'elle frôle à moins de 0,04 unité astronomique, soit 25 fois moins que la distance entre la Terre et le Soleil. L'étude de cette planète gazeuse dix fois plus massive que Jupiter devra permettre de mieux comprendre la formation des planètes[48],[49]. Il s'agit de la première planète détectée autour d'une étoile de moins de 100 millions d'années. Cette découverte, qui a été faite grâce au spectrographe Feros installé sur l'observatoire de La Silla (ESO) au Chili, pourrait remettre en cause la « théorie de la migration » qui établissait que les exoplanètes de type « Jupiter chaud » se formaient à une distance beaucoup plus éloignée de leur étoile et ne s'en rapprochaient qu'ensuite.
  • Toujours le 13 novembre 2008 est annoncée la découverte, par les télescopes Keck et Gemini à Hawaï, d'un système de 3 planètes, HR 8799, et ce grâce à la technique d'imagerie directe.

2009[modifier | modifier le code]

  • Le 3 février 2009 est annoncée la découverte par le satellite CoRot de CoRoT-7 b, la plus petite des exoplanètes jamais observées à ce jour qui fait près de deux fois le diamètre de la Terre et rentrant dans la catégorie des Super-Terre. Très proche de son étoile où elle accomplit une révolution en 20 heures, elle est également très chaude avec une température comprise entre 1 000 et 1 500 °C[50].

2010[modifier | modifier le code]

  • Le 24 août 2010 est annoncée la découverte d'un système de 5 à 7 planètes autour de l'étoile HD 10180 (dans la constellation de l'Hydre mâle). À ce jour, c'est l'étoile possédant le plus grand nombre de planètes dans un système extrasolaire.
  • Le 26 août 2010 est annoncée la découverte du premier transit multiple (2 planètes) autour de l'étoile Kepler-9.
  • Le 29 septembre 2010 est annoncée la découverte de Gliese 581 g, sixième exoplanète découverte autour de la naine rouge Gliese 581, qui en raison de sa masse (environ 3 à 4 fois celle de la Terre), de ses températures, de sa localisation dans la zone habitable à 0,146 UA, et de sa possibilité de retenir une atmosphère, est à ce moment l'exoplanète présentant la plus haute habitabilité et probabilité d'abriter des formes de vie[51],[52].
  • Le 18 novembre 2010 est annoncée la découverte de HIP 13044 b ; planète géante, elle se trouve à quelque 2 200 années-lumière de la Terre, autour de l’étoile HIP 13044, dans la constellation du Fourneau. Découverte particulière car c'est la première détection d'un système planétaire d'origine extragalactique (originaire d'une autre galaxie) suite à la fusion cosmique entre la Voie lactée et cette autre galaxie (il y a six à neuf milliards d'années)[53],[54].

2011[modifier | modifier le code]

  • Le 19 mai 2011 est annoncée la découverte par micro lentille gravitationnelle d'une importante population de planètes errantes, éjectées par leur étoile. Elles seraient environ deux fois plus nombreuses que les étoiles de la séquence principale[55],[56].
  • Le 20 décembre 2011 est annoncée la découverte des deux premières planètes de taille terrestre, Kepler-20 e et Kepler-20 f, ayant respectivement un rayon de 0,868 et 1,034 fois celui de la Terre, dans un système comptant désormais au moins cinq planètes.

2012[modifier | modifier le code]

Le 11 janvier 2012 sont découvertes trois planètes dont la taille est comprise entre celle de Mars et de Vénus, autour de Kepler-42 (encore appelée KOI-961 à l'époque).

Le 18 décembre 2012 est annoncée la découverte de 5 planètes en orbite autour de l'étoile Tau Ceti dont les masses sont évaluées respectivement à 2, 3,1, 3,6, 4,3 et 6,6 masses terrestres et dont les périodes seraient respectivement de 13,9, 35,4, 94, 168 et 640 jours. Deux d'entre elles, Tau Ceti e et Tau Ceti f, sont dans la zone habitable du système[58],[59],[60].

2013[modifier | modifier le code]

Le 7 janvier 2013, des astronomes affiliés à la mission Kepler annoncent la découverte de KOI-172.02, une candidate au titre d'exoplanète moins de deux fois plus grande que la Terre et qui orbite en zone habitable autour d'une étoile de type G. Il s'agit de la première planète de ce type découverte par l'instrument Kepler car elle orbite autour d'une étoile de même type que le Soleil[61].

2014[modifier | modifier le code]

Le 17 avril, la découverte grâce au télescope spatial Kepler de cinq planètes autour de l'étoile naine rouge Kepler-186 est annoncée. Ces cinq planètes, de taille proche de celle de la Terre, sont toutes probablement rocheuses. Parmi ces planètes, Kepler-186 f, la plus éloignée de l'étoile, se trouve en plus dans la zone habitable de Kepler-186.

Notes[modifier | modifier le code]

  1. Traduction libre de : « 
    • Objects with true masses below the limiting mass for thermonuclear fusion of deuterium (currently calculated to be 13 Jupiter masses for objects of solar metallicity) that orbit stars or stellar remnants are "planets" (no matter how they formed). The minimum mass/size required for an extrasolar object to be considered a planet should be the same as that used in our Solar System.
    • Substellar objects with true masses above the limiting mass for thermonuclear fusion of deuterium are "brown dwarfs", no matter how they formed or where they are located.
    • Free-floating objects in young star clusters with masses below the limiting mass for thermonuclear fusion of deuterium are not "planets", but are "sub-brown dwarfs" (or whatever name is most appropriate).
     »

Références[modifier | modifier le code]

  1. a, b et c L'Encyclopédie des planètes extrasolaires, 5 février 2014.
  2. a et b Jet Propulsion Laboratory - California Institute of Technology, NASA, Planet Quest, 5 février 2014.
  3. a et b Nasa Exoplanet Archive, Current Exoplanet Archive Holdings, 14 août 2013.
  4. « IAU 2006 General Assembly: Result of the IAU Resolution votes »,‎ 2006 (consulté le 2010-04-25)
  5. R.R. Brit, « Why Planets Will Never Be Defined », Space.com,‎ 2006 (consulté le 2008-02-13)
  6. « Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a "Planet" », IAU position statement,‎ 28 February 2003 (consulté le 2006-09-09)
  7. Kenneth A. Marsh, J. Davy Kirkpatrick, et Peter Plavchan, « A Young Planetary-Mass Object in the rho Oph Cloud Core », Astrophysical Journal Letters, vol. 709, no 2,‎ 2010, p. L158 (liens DOI?, Bibcode? et arXiv?)
  8. Mordasini, C. et al., 2007, « Giant Planet Formation by Core Accretion », v1.
  9. Baraffe, I., G. Chabrier et T. Barman, « Structure and evolution of super-Earth to super-Jupiter exoplanets. I. Heavy element enrichment in the interior », Astronomy and Astrophysics, vol. 482, no 1,‎ 2008, p. 315–332 (liens DOI?, Bibcode? et arXiv?)
  10. Bouchy, F., G. Hébrard, S. Udry, X. Delfosse, I. Boisse, M. Desort, X. Bonfils, A. Eggenberger et D. Ehrenreich, « The SOPHIE search for northern extrasolar planets. I. A companion around HD 16760 with mass close to the planet/brown-dwarf transition », Astronomy and Astrophysics, vol. 505, no 2,‎ 2009, p. 853–858 (liens DOI?, Bibcode? et arXiv?)
  11. Auteur inconnu, 2010, « The Deuterium-Burning Mass Limit for Brown Dwarfs and Giant Planets », {{{version}}}.
  12. (en) Jean Schneider, Cyrill Dedieu, Pierre Le Sidaner, Renaud Savalle et Ivan Zolotukhin, « Defining and cataloging exoplanets: The exoplanet.eu database », Astron. & Astrophys., vol. 532, no 79,‎ 2011, A79 (liens DOI?, Bibcode? et arXiv?)
  13. Auteur inconnu, 2010, « The Exoplanet Orbit Database », {{{version}}}.
  14. a, b et c Auteur inconnu, 2010, « On the naming convention used for multiple star systems and extrasolar planets », {{{version}}}.
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  17. Jean Schneider, « Notes for Planet HD 178911 B b », L'Encyclopédie des planètes extrasolaires,‎ 2011 (consulté le 26 September 2011)
  18. Jean Schneider, « Notes for Planet HD 41004 A b », L'Encyclopédie des planètes extrasolaires,‎ 2011 (consulté le 26 September 2011)
  19. Jean Schneider, « Notes for Planet Tau Boo b », L'Encyclopédie des planètes extrasolaires,‎ 2011 (consulté le 26 September 2011)
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  22. « Planets Around Other Stars », Union astronomique internationale (consulté le 2009-12-06)
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  26. "Cosmos" in The New Encyclopædia Britannica (15e édition, Chicago, 1991) 16:787:2a. « For his advocacy of an infinity of suns and earths, he was burned at the stake in 1600. »
  27. (en) Isaac Newton, I. Bernard Cohen et Anne Whitman, The Principia: A New Translation and Guide, Berkeley, University of California Press,‎ 1995, poche (ISBN 978-0-520-20217-7, lien LCCN?), p. 940
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  43. Il y aurait plus de 200 milliards d'exoplanètes dans la Voie lactée (futura sciences).
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  61. (en) Clara Moskowitz, « Most Earth-Like Alien Planet Possibly Found », Space.com,‎ 9 janvier 2013 (consulté le 9 janvier 2013)

Voir aussi[modifier | modifier le code]

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Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]

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