14.4 : Comparaison avec d'autres systèmes planétaires
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Objectifs d'apprentissage
À la fin de cette section, vous serez en mesure de :
- Décrire comment les observations de disques protoplanétaires fournissent des preuves de l'existence d'autres systèmes planétaires
- Expliquer les deux principales méthodes de détection des exoplanètes
- Comparez les principales caractéristiques des autres systèmes planétaires avec les caractéristiques du système solaire
Jusqu'au milieu des années 1990, l'étude pratique de l'origine des planètes s'est concentrée sur notre seul exemple connu : le système solaire. Bien qu'il y ait eu de nombreuses spéculations sur des planètes encerclant d'autres étoiles, aucune n'a réellement été détectée. Logiquement, en l'absence de données, la plupart des scientifiques ont supposé que notre propre système était probablement typique. Ils allaient avoir une grosse surprise.
Découverte d'autres systèmes planétaires
Dans La naissance des étoiles et la découverte de planètes en dehors du système solaire, nous abordons de manière assez détaillée la formation des étoiles et des planètes. Des étoiles comme notre Soleil se forment lorsque des régions denses d'un nuage moléculaire (composé de gaz et de poussière) ressentent une force gravitationnelle supplémentaire et commencent à s'effondrer. Il s'agit d'un processus à la dérive : à mesure que le nuage s'effondre, la force gravitationnelle se renforce, concentrant la matière en une protoétoile. Environ la moitié du temps, la protoétoile se fragmente ou est liée gravitationnellement à d'autres protoétoiles, formant ainsi un système stellaire binaire ou multiple, c'est-à-dire des étoiles liées gravitationnellement et orbitant les unes autour des autres. Le reste du temps, la protoétoile s'effondre de manière isolée, comme ce fut le cas pour notre Soleil. Dans tous les cas, comme nous l'avons vu, la conservation du moment cinétique entraîne la rotation de la protoétoile qui s'effondre, la matière environnante étant aplatie en un disque. Aujourd'hui, ce type de structure peut effectivement être observé. Le télescope spatial Hubble, ainsi que de nouveaux télescopes terrestres puissants, permettent aux astronomes d'étudier directement le plus proche de ces disques circumstellaires dans les régions de l'espace où les étoiles naissent aujourd'hui, comme la nébuleuse d'Orion (Figure\(\PageIndex{1}\)) ou la région de formation d'étoiles du Taureau.
La plupart des disques circumstellaires que nous avons découverts présentent une structure interne. Les disques semblent avoir la forme d'un beignet, avec des interstices proches de l'étoile. Ces espaces indiquent que le gaz et la poussière du disque se sont déjà effondrés pour former de grandes planètes (Figure\(\PageIndex{2}\)). Les protoplanètes nouvellement nées sont trop petites et trop faibles pour être vues directement, mais l'épuisement des matières premières dans les interstices indique la présence de quelque chose d'invisible dans la partie interne du disque circumstellaire, et qu'il s'agit presque certainement d'une ou de plusieurs planètes. Les modèles théoriques de la formation des planètes, comme celui que l'on voit à droite dans la figure\(\PageIndex{2}\), soutiennent depuis longtemps l'idée que les planètes peuvent combler les lacunes au fur et à mesure qu'elles se forment dans les disques.
Notre figure montre HL Tau, une étoile « nouveau-né » vieille d'un million d'années située dans la région de formation des étoiles du Taureau. L'étoile est enchâssée dans un voile de poussière et de gaz qui masque notre vision en lumière visible d'un disque circumstellaire autour de l'étoile. En 2014, des astronomes ont obtenu une vue spectaculaire du disque circumstellaire de HL Tau à l'aide d'ondes millimétriques, qui percent le cochon de poussière autour de l'étoile, montrant des couloirs de poussière creusés par plusieurs protoplanètes nouvellement formées. À mesure que la masse des protoplanètes augmente, elles se déplacent sur leurs orbites à des vitesses plus rapides que celles de la poussière et du gaz du disque circumstellaire. Au fur et à mesure que les protoplanètes traversent le disque, leur portée gravitationnelle commence à dépasser leur surface transversale, et elles deviennent très efficaces pour balayer la matière et croître jusqu'à ce qu'elles franchissent un espace dans le disque. L'image de la Figure nous\(\PageIndex{2}\) montre qu'un certain nombre de protoplanètes se forment dans le disque et qu'elles ont pu se former plus rapidement que ne le suggéraient nos idées précédentes, le tout au cours des premiers millions d'années de formation des étoiles.
Pour une explication des observations révolutionnaires de l'ALMA sur le HL Tau et de ce qu'elles révèlent sur la formation des plantes, regardez cette vidéo de l'European Southern Observatory.
Découvrir les exoplanètes
On pourrait penser qu'avec les télescopes et les détecteurs avancés dont disposent les astronomes aujourd'hui, ils pourraient directement imager les planètes autour des étoiles voisines (que nous appelons exoplanètes). Cela s'est toutefois révélé extrêmement difficile, non seulement parce que les exoplanètes sont faibles, mais aussi parce qu'elles sont généralement perdues dans l'éblouissement brillant de l'étoile sur laquelle elles orbitent. Comme nous l'expliquons plus en détail dans La naissance des étoiles et la découverte de planètes en dehors du système solaire, les techniques de détection les plus efficaces sont indirectes : elles observent les effets de la planète sur l'étoile sur laquelle elle orbite, plutôt que de voir la planète elle-même.
La première technique qui a permis de détecter de nombreuses planètes est la spectroscopie stellaire à très haute résolution. L'effet Doppler permet aux astronomes de mesurer la vitesse radiale de l'étoile, c'est-à-dire la vitesse de l'étoile, vers nous ou loin de nous, par rapport à l'observateur. S'il y a une énorme planète en orbite autour de l'étoile, la gravité de la planète fait vaciller l'étoile, modifiant sa vitesse radiale d'une faible quantité mais détectable. La distance de l'étoile n'a pas d'importance, tant qu'elle est suffisamment lumineuse pour que nous puissions prendre des spectres de très haute qualité.
Les mesures de la variation de la vitesse radiale de l'étoile lorsque la planète fait le tour de l'étoile peuvent nous indiquer la masse et la période orbitale de la planète. Si plusieurs planètes sont présentes, leurs effets sur la vitesse radiale peuvent être dissociés, ce qui permet de déchiffrer l'ensemble du système planétaire, à condition que les planètes soient suffisamment massives pour produire un effet Doppler mesurable. Cette technique de détection est particulièrement sensible aux grandes planètes orbitant à proximité de l'étoile, car ce sont elles qui produisent les plus fortes oscillations de leurs étoiles. Il a été utilisé sur de grands télescopes au sol pour détecter des centaines de planètes, dont une autour de Proxima Centauri, l'étoile la plus proche du Soleil.
La deuxième technique indirecte est basée sur le léger assombrissement d'une étoile lorsque l'une de ses planètes passe ou traverse la face de l'étoile, vue depuis la Terre. Les astronomes ne voient pas la planète, mais détectent sa présence uniquement grâce à des mesures minutieuses de l'évolution de la luminosité de l'étoile sur de longues périodes. Si les légères baisses de luminosité se répètent à intervalles réguliers, nous pouvons déterminer la période orbitale de la planète. À partir de la quantité de lumière des étoiles masquée, nous pouvons mesurer la taille de la planète.
Bien que certains transits aient été mesurés depuis la Terre, l'application à grande échelle de cette technique de transit nécessite un télescope dans l'espace, au-dessus de l'atmosphère et ses distorsions des images des étoiles. Il a été appliqué avec le plus de succès à partir de l'observatoire spatial Kepler de la NASA, qui a été construit dans le seul but de « regarder » pendant 5 ans une seule partie du ciel et de surveiller en permanence la lumière de plus de 150 000 étoiles. L'objectif principal de Kepler était de déterminer la fréquence d'apparition d'exoplanètes de différentes tailles autour de différentes classes d'étoiles. Comme la technique Doppler, les observations en transit favorisent la découverte de grandes planètes et d'orbites à courte période.
La détection récente d'exoplanètes à l'aide des techniques Doppler et de transit a connu un succès incroyable. En deux décennies, nous sommes passés de l'ignorance des autres systèmes planétaires à un catalogue de milliers d'exoplanètes. La plupart des exoplanètes découvertes jusqu'à présent sont plus massives ou plus grandes que la Terre. Ce n'est pas que les analogues de la Terre n'existent pas. La pénurie de petites planètes rocheuses est plutôt un biais d'observation : les petites planètes sont plus difficiles à détecter.
Les analyses des données visant à corriger de tels biais ou effets de sélection indiquent que les petites planètes (comme les planètes terrestres de notre système) sont en fait beaucoup plus communes que les planètes géantes. Les « superterres », des planètes dont la masse est deux à dix fois supérieure à celle de notre planète, sont également relativement courantes (Figure\(\PageIndex{3}\)). Nous n'en avons aucun dans notre système solaire, mais la nature ne semble pas avoir de mal à les fabriquer ailleurs. Dans l'ensemble, les données de Kepler suggèrent qu'environ un quart des étoiles possèdent des systèmes d'exoplanètes, ce qui implique l'existence d'au moins 50 milliards de planètes rien que dans notre Galaxie.
Les configurations d'autres systèmes planétaires
Examinons de plus près les progrès réalisés dans la détection des exoplanètes. La figure\(\PageIndex{4}\) montre les planètes découvertes chaque année par les deux techniques que nous avons discutées. Au cours des premières années de la découverte d'exoplanètes, la plupart des planètes avaient une masse similaire à celle de Jupiter. En effet, comme mentionné ci-dessus, les planètes les plus massives étaient les plus faciles à détecter. Ces dernières années, des planètes plus petites que Neptune et même proches de la taille de la Terre ont été détectées.
Nous savons également que de nombreuses exoplanètes se trouvent dans des systèmes multiplanétaires. C'est une caractéristique que notre système solaire partage avec les exosystèmes. Si l'on regarde la Figure\(\PageIndex{2}\) et que l'on voit comment de tels disques peuvent donner naissance à plus d'un centre de condensation, il n'est pas surprenant que les systèmes multiplanétaires soient le résultat typique de la formation des planètes. Les astronomes ont essayé de mesurer si plusieurs systèmes planétaires se trouvent tous sur le même plan à l'aide de l'astrométrie. C'est une mesure difficile à réaliser avec la technologie actuelle, mais c'est une mesure importante qui pourrait nous aider à comprendre l'origine et l'évolution des systèmes planétaires.
Comparaison entre théorie et données
De nombreux systèmes planétaires découverts jusqu'à présent ne ressemblent pas à notre propre système solaire. Par conséquent, nous avons dû réévaluer certains aspects des « modèles standard » pour la formation des systèmes planétaires. La science fonctionne parfois de cette façon, les nouvelles données contredisant nos attentes. La presse parle souvent d'un scientifique qui fait des expériences pour « confirmer » une théorie. En effet, il est réconfortant de voir de nouvelles données étayer une hypothèse ou une théorie et accroître notre confiance dans un résultat antérieur. Mais les moments les plus passionnants et les plus productifs de la science surviennent souvent lorsque les nouvelles données ne soutiennent pas les théories existantes, obligeant les scientifiques à repenser leur position et à développer des connaissances nouvelles et plus approfondies sur le fonctionnement de la nature.
Rien dans les nouveaux systèmes planétaires ne contredit l'idée de base selon laquelle les planètes se forment à partir de l'agrégation (agrégation) de matière au sein de disques circumstellaires. Cependant, l'existence de « Jupiter chauds », des planètes de masse jovienne plus proches de leurs étoiles que l'orbite de Mercure, pose le plus gros problème. À notre connaissance, une planète géante ne peut se former sans la condensation de la glace d'eau, et la glace d'eau n'est pas stable si près de la chaleur d'une étoile. Il semble probable que toutes les planètes géantes, « chaudes » ou « normales », se soient formées à une distance de plusieurs unités astronomiques de l'étoile, mais nous voyons maintenant qu'elles n'y sont pas nécessairement restées. Cette découverte a conduit à une révision de notre compréhension de la formation des planètes, qui inclut désormais les « migrations des planètes » au sein du disque protoplanétaire, ou les rencontres gravitationnelles ultérieures entre des planètes sœurs qui dispersent l'une des planètes vers l'intérieur.
De nombreuses exoplanètes ont une excentricité orbitale importante (rappelons que cela signifie que les orbites ne sont pas circulaires). Des excentricités élevées n'étaient pas attendues pour les planètes qui se forment dans un disque. Cette découverte apporte un soutien supplémentaire à la diffusion des planètes lorsqu'elles interagissent gravitationnellement. Lorsque les planètes modifient leurs mouvements mutuels, leurs orbites peuvent devenir beaucoup plus excentriques que celles sur lesquelles elles ont commencé.
Il existe plusieurs suggestions concernant la manière dont la migration a pu se produire. La plupart impliquent des interactions entre les planètes géantes et le matériau restant dans le disque circumstellaire à partir duquel elles se sont formées. Ces interactions auraient eu lieu lorsque le système était très jeune, alors que le matériel restait encore dans le disque. Dans de tels cas, la planète se déplace à une vitesse plus rapide que le gaz et la poussière et ressent une sorte de « vent de face » (ou friction) qui lui fait perdre de l'énergie et se met en spirale vers l'intérieur. On ne sait toujours pas comment la planète en spirale s'arrête avant de plonger dans l'étoile. Notre meilleure hypothèse est que cette plongée dans l'étoile est le destin de nombreuses protoplanètes ; cependant, il est clair que certaines planètes en migration peuvent arrêter leurs mouvements intérieurs et échapper à cette destruction, puisque nous trouvons des Jupiter chauds dans de nombreux systèmes planétaires matures.
Concepts clés et résumé
La première planète encerclant une étoile lointaine de type solaire a été annoncée en 1995. Vingt ans plus tard, des milliers d'exoplanètes ont été identifiées, y compris des planètes dont la taille et la masse se situent entre celles de la Terre et celles de Neptune, que nous n'avons pas dans notre propre système solaire. Quelques pour cent des systèmes d'exoplanètes possèdent des « Jupiter chauds », des planètes massives qui orbitent à proximité de leurs étoiles, et de nombreuses exoplanètes se trouvent également sur des orbites excentriques. Ces deux caractéristiques sont fondamentalement différentes des attributs des planètes géantes gazeuses de notre propre système solaire et suggèrent que les planètes géantes peuvent migrer vers l'intérieur à partir de leur lieu de formation où il fait suffisamment froid pour que la glace se forme. Les données actuelles indiquent que les petites planètes rocheuses (de type terrestre) sont courantes dans notre Galaxie ; en fait, il doit y avoir des dizaines de milliards de planètes semblables à la Terre.
Lexique
- exoplanète
- une planète en orbite autour d'une étoile autre que notre Soleil