21.5 : Les exoplanètes partout : ce que nous apprenons
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Objectifs d'apprentissage
À la fin de cette section, vous serez en mesure de :
- Expliquez ce que nous avons appris de notre découverte d'exoplanètes
- Identifiez les types d'exoplanètes qui semblent être les plus courants dans la Galaxie
- Discutez des types de systèmes planétaires que nous trouvons autour d'autres étoiles
Avant la découverte des exoplanètes, la plupart des astronomes s'attendaient à ce que les autres systèmes planétaires ressemblent beaucoup au nôtre : des planètes suivant des orbites à peu près circulaires, les planètes les plus massives se trouvant à plusieurs UA de leur étoile mère. De tels systèmes existent en grand nombre, mais de nombreuses exoplanètes et systèmes planétaires sont très différents de ceux de notre système solaire. Une autre surprise est l'existence de classes entières d'exoplanètes que nous n'avons tout simplement pas dans notre système solaire : des planètes dont la masse se situe entre la masse de la Terre et celle de Neptune, et des planètes plusieurs fois plus massives que Jupiter.
Résultats Kepler
Le télescope Kepler a été responsable de la découverte de la plupart des exoplanètes, en particulier de petites tailles, comme l'illustre la figure\(\PageIndex{1}\), où les découvertes de Kepler sont tracées en jaune. Vous pouvez voir la grande variété de tailles, y compris des planètes nettement plus grandes que Jupiter et plus petites que la Terre. L'absence d'exoplanètes découvertes par Kepler avec des périodes orbitales supérieures à quelques centaines de jours est une conséquence de la durée de vie de 4 ans de la mission. (N'oubliez pas que trois passages régulièrement espacés doivent être observés pour enregistrer une découverte.) Aux plus petites tailles, l'absence de planètes bien inférieures à un rayon de la Terre est due à la difficulté de détecter les passages de très petites planètes. En effet, « l'espace de découverte » de Kepler était limité aux planètes dont les périodes orbitales étaient inférieures à 400 jours et dont la taille était supérieure à celle de Mars.
L'un des principaux objectifs de la mission Kepler était de découvrir combien d'étoiles hébergeaient des planètes et notamment d'estimer la fréquence des planètes semblables à la Terre. Bien que Kepler n'ait observé qu'une infime fraction des étoiles de la Galaxie, la taille de l'échantillon était suffisamment grande pour tirer des conclusions intéressantes. Bien que les observations ne s'appliquent qu'aux étoiles observées par Kepler, ces étoiles sont raisonnablement représentatives, de sorte que les astronomes peuvent extrapoler à l'ensemble de la Galaxie.
La figure\(\PageIndex{2}\) montre que les découvertes de Kepler incluent de nombreuses planètes rocheuses de la taille de la Terre, bien plus que des planètes gazeuses de la taille de Jupiter. Cela nous indique immédiatement que la découverte initiale par Doppler de nombreux Jupiter chauds était un échantillon biaisé, révélant en fait les systèmes planétaires étranges parce qu'ils étaient les plus faciles à détecter. Cependant, il existe une énorme différence entre cette distribution de taille observée et celle des planètes de notre système solaire. Les planètes les plus communes ont des rayons compris entre 1,4 et 2,8 de celui de la Terre, tailles pour lesquelles nous n'avons aucun exemple dans le système solaire. Elles ont été surnommées les super-Terres, tandis que l'autre grand groupe, dont la taille se situe entre 2,8 et 4 de celle de la Terre, est souvent appelé mini-Neptunes.
Quelle découverte remarquable, c'est que les types de planètes les plus courants de la Galaxie sont totalement absents de notre système solaire et étaient inconnus avant l'étude de Kepler. Cependant, rappelez-vous qu'il était difficile de trouver de très petites planètes pour les instruments Kepler. Donc, pour estimer la fréquence des exoplanètes de la taille de la Terre, nous devons corriger ce biais d'échantillonnage. Le résultat est la distribution de taille corrigée illustrée à la figure\(\PageIndex{3}\). Notez que dans ce graphique, nous avons également indiqué non pas le nombre de détections Kepler mais le nombre moyen de planètes par étoile pour les étoiles de type solaire (types spectraux F, G et K).
Nous constatons que les tailles de planètes les plus courantes sont celles dont le rayon est de 1 à 3 fois supérieur à celui de la Terre, ce que nous avons appelé « Terre » et « SuperTerre ». Chaque groupe se trouve dans environ un tiers à un quart des étoiles. En d'autres termes, si nous regroupons ces tailles, nous pouvons en conclure qu'il existe presque une planète de ce type par étoile ! Et rappelez-vous que ce recensement inclut principalement des planètes dont les périodes orbitales sont inférieures à 2 ans. Nous ne savons pas encore combien de planètes non découvertes pourraient exister à de plus grandes distances de leur étoile.
Pour estimer le nombre de planètes de la taille de la Terre dans notre Galaxie, nous devons nous rappeler qu'il existe environ 100 milliards d'étoiles de types spectraux F, G et K. Par conséquent, nous estimons qu'il y a environ 30 milliards de planètes de la taille de la Terre dans notre Galaxie. Si nous incluons également les super-Terres, il pourrait y en avoir cent milliards dans toute la Galaxie. Cette idée, selon laquelle les planètes de la taille de la Terre sont si nombreuses, est certainement l'une des découvertes les plus importantes de l'astronomie moderne.
Planètes dont la densité est connue
Pour plusieurs centaines d'exoplanètes, nous avons pu mesurer à la fois la taille de la planète à partir de données de transit et sa masse à partir de données Doppler, ce qui a permis d'obtenir une estimation de sa densité. La comparaison de la densité moyenne des exoplanètes à la densité des planètes de notre système solaire nous aide à comprendre si elles sont de nature rocheuse ou gazeuse. Cela a été particulièrement important pour comprendre la structure des nouvelles catégories de superterres et de mini-Neptunes dont la masse est comprise entre 3 et 10 fois la masse de la Terre. L'une des principales observations faites jusqu'à présent est que les planètes dont la masse est plus de 10 fois supérieure à celle de la Terre possèdent d'importantes enveloppes gazeuses (comme Uranus et Neptune) alors que les planètes de masse inférieure sont principalement de nature rocheuse (comme les planètes terrestres).
La figure\(\PageIndex{4}\) compare toutes les exoplanètes dont la masse et le rayon ont été mesurés. La dépendance du rayon à la masse de la planète est également illustrée pour quelques cas illustratifs : des planètes hypothétiques faites de fer pur, de roche, d'eau ou d'hydrogène.
À des masses plus faibles, remarquez qu'à mesure que la masse de ces planètes hypothétiques augmente, le rayon augmente également. C'est logique : si vous construisiez le modèle d'une planète en argile, la taille de votre planète-jouet augmenterait à mesure que vous ajoutiez de l'argile. Cependant, pour les planètes de masse la plus élevée (M > 1000\(M_{\text{Earth}}\)) sur la figure\(\PageIndex{3}\), remarquez que le rayon cesse d'augmenter et que les planètes de plus grande masse sont en fait plus petites. Cela se produit parce que l'augmentation de la masse augmente également la gravité de la planète, de sorte que les matériaux compressibles (même la roche est compressible) deviendront plus serrés, réduisant ainsi la taille de la planète la plus massive.
En réalité, les planètes ne sont pas de pures compositions comme les hypothétiques planètes d'eau ou de fer. La Terre est composée d'un noyau de fer solide, d'un noyau extérieur en fer liquide, d'un manteau et d'une croûte rocheux et d'une couche atmosphérique relativement mince. Les exoplanètes sont également susceptibles d'être différenciées en couches de composition. Les lignes théoriques de la figure\(\PageIndex{4}\) ne sont que des guides qui suggèrent une gamme de compositions possibles.
Les astronomes qui travaillent sur la modélisation complexe de l'intérieur des planètes rocheuses partent de l'hypothèse simplificatrice que la planète est constituée de deux ou trois couches. Ce n'est pas parfait, mais c'est une approximation raisonnable et un autre bon exemple du fonctionnement de la science. Souvent, la première étape pour comprendre quelque chose de nouveau consiste à réduire l'éventail des possibilités. Cela ouvre la voie à l'affinement et à l'approfondissement de nos connaissances. Sur la figure\(\PageIndex{4}\), les deux triangles verts avec environ 1\(M_{\text{Earth}}\) et 1\(R_{\text{Earth}}\) représentent Vénus et la Terre. Remarquez que ces planètes se situent entre les modèles d'une planète de fer pur et d'une planète rocheuse pure, ce qui correspond à ce que l'on pourrait attendre de la composition chimique mixte connue de Vénus et de la Terre.
Dans le cas des planètes gazeuses, la situation est plus complexe. L'hydrogène est l'élément le plus léger du tableau périodique, mais bon nombre des exoplanètes détectées sur la Figure\(\PageIndex{4}\) avec des masses supérieures à 100\(M_{\text{Earth}}\) ont des rayons qui suggèrent qu'elles ont une densité inférieure à celle d'une planète à hydrogène pur. L'hydrogène est l'élément le plus léger, alors que se passe-t-il ici ? Pourquoi certaines planètes géantes gazeuses ont-elles des rayons gonflés plus grands que ceux de la planète fictive à hydrogène pur ? Nombre de ces planètes se situent sur des orbites de courte durée à proximité de l'étoile hôte, où elles interceptent une quantité importante d'énergie rayonnée. Si cette énergie est emprisonnée profondément dans l'atmosphère de la planète, elle peut provoquer son expansion.
Les planètes qui gravitent à proximité de leurs étoiles hôtes sur des orbites légèrement excentriques ont une autre source d'énergie : l'étoile fait monter les marées sur ces planètes qui ont tendance à circulariser les orbites. Ce processus entraîne également la dissipation de l'énergie marémotrice qui peut gonfler l'atmosphère. Il serait intéressant de mesurer la taille des planètes géantes gazeuses sur des orbites plus larges où les planètes devraient être plus froides. À moins qu'elles ne soient très jeunes, ces exoplanètes géantes gazeuses plus froides (parfois appelées « Jupiter froids ») ne devraient pas être gonflées. Mais nous ne disposons pas encore de données sur ces exoplanètes plus éloignées.
Systèmes exoplanétaires
Lorsque nous recherchons des exoplanètes, nous ne nous attendons pas à trouver une seule planète par étoile. Notre système solaire compte huit planètes principales, une demi-douzaine de planètes naines et des millions d'objets plus petits en orbite autour du Soleil. Les preuves que nous avons de systèmes planétaires en formation suggèrent également qu'ils sont susceptibles de produire des systèmes multiplanétaires.
Le premier système planétaire a été découvert autour de l'étoile Upsilon Andromedae en 1999 par la méthode Doppler, et de nombreux autres ont été découverts depuis lors (près de 700 au début de 2020). Si de tels systèmes exoplanétaires sont courants, examinons quels systèmes nous nous attendons à trouver dans les données de transit de Kepler.
Une planète ne transite par son étoile que si la Terre se trouve dans le plan de l'orbite de la planète. Si les planètes des autres systèmes n'ont pas d'orbite dans le même plan, il est peu probable que nous voyions plusieurs objets en transit. De plus, comme nous l'avons déjà noté, Kepler n'était sensible qu'aux planètes dont les périodes orbitales étaient inférieures à environ 4 ans. Ce que nous attendons des données de Kepler, c'est donc la preuve de systèmes planétaires coplanaires confinés à ce qui serait le domaine des planètes terrestres de notre système solaire.
En 2020, les astronomes ont collecté des données sur près de 700 systèmes d'exoplanètes de ce type. Beaucoup n'ont que deux planètes connues, mais quelques-unes en ont jusqu'à cinq, et une en possède huit (le même nombre de planètes que notre propre système solaire). La plupart de ces systèmes sont très compacts, la plupart de leurs planètes étant plus proches de leur étoile que Mercure ne l'est du Soleil. La figure ci-dessous montre l'un des plus grands systèmes d'exoplanètes : celui de l'étoile Kepler-62 (Figure\(\PageIndex{5}\)). Notre système solaire est représenté à la même échelle, à des fins de comparaison (notez que les planètes Kepler-62 sont dessinées avec une licence artistique ; nous n'avons aucune image détaillée d'aucune exoplanète).
Toutes les planètes du système K-62, sauf une, sont plus grandes que la Terre. Ce sont des superterres, et l'une d'entre elles (62d) a la taille d'un mini-Neptune, où elle est probablement principalement gazeuse. La plus petite planète de ce système fait à peu près la taille de Mars. Les trois planètes intérieures orbitent très près de leur étoile, et seules les deux autres ont des orbites plus grandes que Mercure dans notre système. Les zones vertes représentent la « zone habitable » de chaque étoile, c'est-à-dire la distance par rapport à l'étoile à laquelle nous calculons que les températures de surface seraient compatibles avec celles de l'eau liquide. La zone habitable de Kepler-62 est beaucoup plus petite que celle du Soleil car l'étoile est intrinsèquement plus faible.
Avec des systèmes rapprochés comme celui-ci, les planètes peuvent interagir gravitationnellement les unes avec les autres. Il en résulte que les transits observés se produisent quelques minutes plus tôt ou plus tard que ce que l'on pourrait prévoir à partir de simples orbites. Ces interactions gravitationnelles ont permis aux scientifiques de Kepler de calculer les masses des planètes, fournissant ainsi un autre moyen d'en savoir plus sur les exoplanètes.
Kepler a découvert des systèmes planétaires intéressants et inhabituels. Par exemple, la plupart des astronomes s'attendaient à ce que les planètes soient limitées à une seule étoile. Mais nous avons découvert des planètes orbitant autour d'étoiles doubles proches, de sorte que la planète pourrait voir deux soleils dans son ciel, comme ceux de la planète fictive Tatooine dans les films Star Wars. À l'extrême opposé, les planètes peuvent orbiter autour d'une étoile d'un vaste système à deux étoiles sans interférence majeure de la part de la deuxième étoile.
Concepts clés et résumé
Bien que la mission Kepler découvre des milliers de nouvelles exoplanètes, celles-ci sont limitées à des périodes orbitales de moins de 400 jours et ont des tailles supérieures à celles de Mars. Néanmoins, nous pouvons utiliser les découvertes de Kepler pour extrapoler la distribution des planètes dans notre Galaxie. Les données disponibles jusqu'à présent indiquent que les planètes comme la Terre sont le type de planète le plus courant et qu'il pourrait y avoir 100 milliards de planètes de la taille de la Terre autour d'étoiles semblables au Soleil dans la Galaxie. Environ 2 600 systèmes planétaires ont été découverts autour d'autres étoiles. Dans beaucoup d'entre eux, les planètes sont disposées différemment de celles de notre système solaire.
Lexique
- Super-Terre
- une planète plus grande que la Terre, généralement entre 1,4 et 2,8 fois la taille de notre planète
- Mini-Neptune
- une planète intermédiaire entre la plus grande planète terrestre de notre système solaire (Terre) et la plus petite planète jovienne (Neptune) ; en général, les mini-Neptunes ont une taille comprise entre 2,8 et 4 fois la taille de la Terre