21.3 : Preuve que des planètes se forment autour d'autres étoiles

Objectifs d'apprentissage

À la fin de cette section, vous serez en mesure de :

• Suivez l'évolution de la poussière entourant une protoétoile, menant au développement de planètes rocheuses et de géantes gazeuses
• Estimer l'échelle de temps de croissance des planètes à l'aide de l'observation des disques entourant les jeunes étoiles
• Évaluer les preuves de la présence de planètes autour d'étoiles en formation sur la base des structures observées sur les images des disques de poussière circumstellaires

Ayant évolué sur une planète et la trouvant essentielle à notre existence, nous nous intéressons particulièrement à la façon dont les planètes s'inscrivent dans l'histoire de la formation des étoiles. Pourtant, les planètes situées en dehors du système solaire sont extrêmement difficiles à détecter. Rappelons que nous voyons des planètes dans notre propre système uniquement parce qu'elles réfléchissent la lumière du soleil et qu'elles se trouvent à proximité. Lorsque nous regardons les autres étoiles, nous constatons que la quantité de lumière réfléchie par une planète ne représente qu'une infime fraction de la lumière émise par son étoile. De plus, à distance, les planètes se perdent dans l'éblouissement de leurs étoiles mères beaucoup plus brillantes.

Disques autour des protoétoiles : systèmes planétaires en formation

Il est beaucoup plus facile de détecter la matière première étalée à partir de laquelle les planètes peuvent être assemblées que de détecter les planètes une fois qu'elles sont complètement formées. Notre étude du système solaire nous a permis de comprendre que les planètes se forment en rassemblant des particules de gaz et de poussière en orbite autour d'une étoile nouvellement créée. Chaque particule de poussière est chauffée par la jeune protoétoile et rayonne dans la région infrarouge du spectre. Avant la formation d'une planète, nous pouvons détecter ce rayonnement provenant de toutes les particules de poussière individuelles étalées qui sont destinées à devenir des parties des planètes. Nous pouvons également détecter la silhouette du disque s'il bloque la lumière vive provenant d'une source située derrière lui (Figure\(\PageIndex{1}\)).

Figure\(\PageIndex{1}\) : Disques autour de Protostars. Ces images du télescope spatial Hubble montrent quatre disques autour de jeunes étoiles dans la nébuleuse d'Orion. Les disques sombres et poussiéreux apparaissent sur fond lumineux du gaz incandescent de la nébuleuse. La taille de chaque image est environ 30 fois le diamètre de notre système planétaire ; cela signifie que les disques que nous voyons ici ont une taille de deux à huit fois celle de Pluton. La lueur rouge au centre de chaque disque représente une jeune étoile, âgée d'au plus un million d'années. Ces images correspondent au stade de la vie d'une protoétoile illustré dans la partie (d) de la figure de\(21.1.7\) la section 21.1.

Une fois que les particules de poussière se rassemblent et forment quelques planètes (et peut-être des lunes), la grande majorité de la poussière est cachée à l'intérieur des planètes, où nous ne pouvons pas la voir. Tout ce que nous pouvons désormais détecter, c'est le rayonnement provenant des surfaces extérieures, qui recouvrent une zone nettement plus petite que l'énorme disque poussiéreux à partir duquel elles se sont formées. La quantité de rayonnement infrarouge est donc maximale avant que les particules de poussière ne se combinent pour former des planètes. Pour cette raison, notre recherche de planètes commence par une recherche de rayonnement infrarouge provenant du matériau nécessaire à leur fabrication.

Un disque de gaz et de poussière semble être un élément essentiel de la formation des étoiles. Les observations montrent que presque toutes les très jeunes protoétoiles possèdent des disques dont la taille varie de 10 à 1 000 UA. (À titre de comparaison, le diamètre moyen de l'orbite de Pluton, qui peut être considéré comme la taille approximative de notre propre système planétaire, est de 80 UA, alors que le diamètre extérieur de la ceinture de Kuiper composée de petits corps glacés est d'environ 100 UA.) La masse contenue dans ces disques représente généralement 1 à 10 % de la masse de notre propre Soleil, soit plus que la masse de toutes les planètes de notre système solaire réunies. Ces observations démontrent déjà qu'une grande partie des étoiles commencent leur vie avec suffisamment de matière au bon endroit pour former un système planétaire.

Le moment de la formation et de la croissance des planètes

Nous pouvons utiliser des observations de la façon dont les disques changent avec le temps pour estimer le temps nécessaire à la formation des planètes. Si nous mesurons la température et la luminosité d'une protoétoile, alors, comme nous l'avons vu, nous pouvons la placer sur un diagramme H—R comme celui illustré sur la figure\(21.2.1\). En comparant l'étoile réelle à nos modèles sur la façon dont les protoétoiles devraient évoluer avec le temps, nous pouvons estimer son âge. Nous pouvons ensuite voir comment les disques que nous observons changent en fonction de l'âge des étoiles qu'ils entourent.

Ces observations montrent que si une protoétoile a moins de 1 à 3 millions d'années, son disque s'étend de très près de la surface de l'étoile jusqu'à des dizaines ou des centaines d'UA plus loin. Dans les protoétoiles plus anciennes, nous trouvons des disques dont les parties extérieures contiennent encore de grandes quantités de poussière, mais les régions intérieures ont perdu la majeure partie de leur poussière. Dans ces objets, le disque ressemble à un beignet, avec la protoétoile centrée dans son trou. Les parties internes denses de la plupart des disques ont disparu lorsque les étoiles atteignent l'âge de 10 millions d'années (Figure\(\PageIndex{2}\)).

Figure\(\PageIndex{2}\) : Disques protoplanétaires autour de deux étoiles. La vue de gauche de chaque étoile montre les observations infrarouges effectuées par le télescope spatial Hubble de leurs disques protoplanétaires. L'étoile centrale étant beaucoup plus lumineuse que le disque qui l'entoure, l'instrument comprend un coronographe, doté d'un petit bouclier qui bloque la lumière de l'étoile centrale mais permet d'imager le disque environnant. L'image de droite de chaque étoile montre des modèles des disques basés sur les observations. L'étoile HD 141943 a un âge d'environ 17 millions d'années, tandis que HD 191089 a environ 12 millions d'années.

Les calculs montrent que la formation d'une ou de plusieurs planètes pourrait produire une telle distribution de poussière semblable à celle d'un beignet. Supposons qu'une planète se forme à quelques UA de la protoétoile, probablement à cause de l'accumulation de matière provenant du disque. À mesure que la planète augmente en masse, le processus dégage une région exempte de poussière dans son voisinage immédiat. Les calculs montrent également que toutes les petites particules de poussière et de gaz qui se trouvaient initialement dans la région située entre la protoétoile et la planète, et qui ne sont pas balayées par la planète, tomberont ensuite sur l'étoile très rapidement dans environ 50 000 ans.

La matière se trouvant en dehors de l'orbite de la planète, en revanche, est empêchée de pénétrer dans le trou par les forces gravitationnelles exercées par la planète. (Nous avons vu quelque chose de similaire dans les anneaux de Saturne, où l'action des lunes bergères empêche la matière située près du bord des anneaux de s'étaler.) Si c'est bien la formation d'une planète qui produit et entretient des trous dans les disques qui entourent les très jeunes étoiles, alors les planètes doivent se former en 3 à 30 millions d'années. Il s'agit d'une courte période comparée à la durée de vie de la plupart des étoiles et montre que la formation des planètes peut être un sous-produit rapide de la naissance des étoiles.

Les calculs montrent que l'accrétion peut entraîner la croissance rapide des planètes : de petites particules de la taille d'un grain de poussière orbitant dans le disque entrent en collision et se collent les unes aux autres, tandis que les plus grandes collections croissent plus rapidement à mesure qu'elles attirent et capturent les plus petites. Une fois que ces touffes atteignent une taille d'environ 10 centimètres, elles entrent dans une phase périlleuse de leur développement. À cette taille, à moins qu'ils ne puissent atteindre plus de 100 mètres de diamètre, ils sont soumis aux forces de traînée produites par la friction avec le gaz contenu dans le disque, et leurs orbites peuvent rapidement se décomposer, les plongeant dans l'étoile hôte. Par conséquent, ces corps doivent rapidement atteindre près d'un kilomètre de diamètre pour éviter un destin ardent. À ce stade, ils sont considérés comme des planétésimaux (les petits morceaux de matière solide (particules de glace et de poussière) que vous avez découverts dans Other Worlds : An Introduction to the Solar System). Une fois qu'ils auront atteint cette taille, les plus grands survivants continueront de croître en accrétant des planétésimaux plus petits ; en fin de compte, ce processus aboutira à quelques grandes planètes.

Si les planètes en croissance atteignent une masse supérieure à environ 10 fois la masse de la Terre, leur gravité est suffisamment forte pour capturer et retenir l'hydrogène gazeux qui reste dans le disque. À ce moment-là, leur masse et leur rayon augmenteront rapidement, atteignant les dimensions d'une planète géante. Pour ce faire, il faut toutefois que l'étoile centrale qui évolue rapidement n'ait pas encore chassé le gaz contenu dans le disque avec son vent de plus en plus vigoureux (voir la section précédente sur la formation des étoiles). D'après les observations, nous voyons que le disque peut être emporté par le vent en 10 millions d'années, de sorte que la croissance d'une planète géante doit également être un processus très rapide, d'un point de vue astronomique.

Disques de débris et planètes bergères

La poussière autour des étoiles nouvellement formées est progressivement soit incorporée dans les planètes en croissance du système planétaire nouvellement formé, soit expulsée dans l'espace par des interactions gravitationnelles avec les planètes. La poussière disparaîtra après environ 30 millions d'années à moins que le disque ne soit continuellement approvisionné en nouveau matériau. Les comètes et les astéroïdes locaux sont les sources les plus probables de nouvelles poussières. À mesure que les corps de la taille d'une planète grandissent, ils remuent les orbites des objets plus petits de la région. Ces petits corps entrent en collision à grande vitesse, se brisent et produisent de minuscules particules de poussière de silicate et de glace qui peuvent alimenter le disque avec les débris provenant de ces collisions.

Sur plusieurs centaines de millions d'années, le nombre de comètes et d'astéroïdes diminuera progressivement, la fréquence des collisions diminuera et l'apport de poussière fraîche diminuera. N'oubliez pas que les bombardements intensifs des débuts du système solaire ont pris fin alors que le Soleil n'avait que 500 millions d'années environ. Les observations montrent que les « disques de débris » poussiéreux qui entourent les étoiles deviennent également largement indétectables lorsque les étoiles atteignent l'âge de 400 à 500 millions d'années. Il est toutefois probable qu'une petite quantité de matière cométaire restera en orbite, un peu comme notre ceinture de Kuiper, un disque aplati de comètes situé à l'extérieur de l'orbite de Neptune.

Dans un système planétaire jeune, même si nous ne pouvons pas voir les planètes directement, les planètes peuvent concentrer les particules de poussière en amas et en arcs beaucoup plus grands que les planètes elles-mêmes et plus faciles à visualiser. Cela ressemble à la façon dont les minuscules lunes de Saturne guident les particules des anneaux et produisent de grands arcs et structures dans les anneaux de Saturne.

Des disques de débris, dont beaucoup contiennent de tels amas et arcs, ont maintenant été découverts autour de nombreuses étoiles, comme HL Tau, située à environ 450 années-lumière de la Terre dans la constellation du Taureau (Figure\(\PageIndex{3}\)). Dans certaines étoiles, la luminosité des anneaux varie en fonction de la position ; autour d'autres étoiles, il y a des arcs et des espaces lumineux dans les anneaux. La luminosité indique la concentration relative de poussière, car ce que nous voyons est un infrarouge (rayonnement thermique) émis par les particules de poussière présentes dans les anneaux. Plus de poussière signifie plus de radiations.

Figure\(\PageIndex{3}\) : Anneau à poussière autour d'une jeune étoile. Cette image a été réalisée par ALMA (le Large Millimeter/Submillimeter Array d'Atacama) à une longueur d'onde de 1,3 millimètre et montre la jeune étoile HL Tau et son disque protoplanétaire. Il révèle de multiples anneaux et interstices qui indiquent la présence de planètes émergentes, qui nettoient leurs orbites de poussière et de gaz.

Regardez un court clip vidéo du directeur du NRAO (National Radio Astronomy Observatory) décrivant les observations à haute résolution de la jeune étoile HL Tau. Pendant que vous y êtes, regardez l'animation d'un disque protoplanétaire réalisée par un artiste pour voir des planètes nouvellement formées se déplacer autour d'une étoile hôte (mère).

Résumé

Les observations montrent que la plupart des protoétoiles sont entourées de disques d'un diamètre suffisamment grand et d'une masse suffisante (jusqu'à 10 % de celle du Soleil) pour former des planètes. Après quelques millions d'années, la partie interne du disque est débarrassée de la poussière, et le disque prend alors la forme d'un beignet avec la protoétoile centrée dans le trou, ce qui peut s'expliquer par la formation de planètes dans cette zone interne. Autour de quelques étoiles plus anciennes, nous voyons des disques formés à partir des débris produits lorsque de petits corps (comètes et astéroïdes) entrent en collision les uns avec les autres. La distribution de la matière dans les anneaux de disques de débris est probablement déterminée par les planètes bergères, tout comme les lunes de berger de Saturne affectent les orbites de la matière dans ses anneaux. Les protoplanètes qui atteignent 10 fois la masse de la Terre ou plus alors qu'il y a encore beaucoup de gaz dans leur disque peuvent alors capturer une plus grande quantité de ce gaz et devenir des planètes géantes comme Jupiter dans le système solaire.