EXOPLANÈTES ou PLANÈTES EXTRASOLAIRES

Une grande diversité d’exoplanètes

Les nombreuses observations accumulées depuis le milieu des années 1990 deviennent statistiquement significatives et indiquent que les exoplanètes ne sont pas rares. Plus de 50 p. 100 des étoiles semblables au Soleil abriteraient autour d’elles des exoplanètes peu massives et solides (de type tellurique), tandis que 5 à 10 p. 100 abriteraient des exoplanètes plus massives et gazeuses. Ce dernier pourcentage est sans doute sous-estimé, car il ne compte que les géantes orbitant à moins de 5 ua environ. En effet, les exoplanètes géantes situées loin de leur étoile sont difficiles à détecter par les méthodes indirectes, leur période de révolution se comptant en décennies, alors même que les modèles en prévoient une formation fréquente. La fraction d’étoiles entourées d’exoplanètes peu massives est sans doute également sous-estimée, car les exoplanètes de la taille de la Terre ou plus petites sont largement en dessous du seuil de détection des instruments actuels.

Les exoplanètes et leurs caractéristiques - crédits : Encyclopædia Universalis France — Les exoplanètes et leurs caractéristiques
Encyclopædia Universalis France

Les quelque 3 400 exoplanètes connues ont permis d’amorcer une classification de ces objets. Les critères de celle-ci sont en premier lieu la masse de la planète et sa distance à l’étoile. Ces deux paramètres sont déterminants pour caractériser les systèmes planétaires et comprendre l’histoire de leur formation. La masse des exoplanètes détectées varie entre quelques masses terrestres et environ 13 M_Jup. La distribution en masse des exoplanètes indique trois populations d’exoplanètes, respectivement autour des masses 0,03 M_Jup (9 M_Terre), 1,5 M_Jup et 10 M_Jup. Les observations révèlent aussi l’existence de nombreuses planètes dont la masse est intermédiaire entre celle de la Terre et celle de Jupiter et dont aucun équivalent n’existe dans le système solaire.

La distance des exoplanètes à leur étoile varie entre quelques centièmes et plusieurs centaines d’unités astronomiques – par comparaison, dans le système solaire, les planètes orbitent entre 0,38 ua (Mercure) et 30 ua (Neptune). Ici encore, les limites de la technologie (on parle de biais de détection) tendent à privilégier certaines configurations : outre le fait que les méthodes indirectes ne détectent que des planètes distantes au plus de quelques unités astronomiques de leur étoile, elles se sont surtout intéressées à des étoiles âgées de plusieurs milliards d’années, par analogie avec le système solaire. De son côté, l’imagerie directe ne permet actuellement de détecter que des planètes gazeuses géantes et massives, relativement éloignées de leur étoile (plus de 10 ua) et âgées de quelques dizaines de millions d’années seulement (ce qui leur confère une luminosité propre, car elles ne se sont pas encore totalement refroidies). En d’autres termes, une exploration exhaustive des populations exoplanétaires et de leur importance relative est un programme qui ne fait que débuter.

Même si les données concernant la masse des exoplanètes et leur distance à l’étoile sont encore limitées, elles montrent déjà une grande diversité de ces objets par rapport au système solaire. Dans le passé, les astronomes ont voulu classifier étoiles et nébuleuses sur la base de propriétés communes ; aujourd’hui, ils veulent classifier les exoplanètes le plus finement possible. Mais les critères demeurent encore imprécis et conduisent à des nomenclatures variées, parfois redondantes pour ces classes d’objets. Ainsi parle-t-on parfois de « Jupiters », de « Saturnes », de « Neptunes », de « Terres », par analogie avec les planètes du système solaire, mais aussi de « Jupiters massifs », de « super-Jupiters », ou au contraire de « mini-Jupiters », de « mini-Neptunes », de « super-Terres », de « mini-Terres » selon la masse ou le rayon des planètes. On a proposé aussi des « Jupiters chauds », des « Neptunes chauds », selon la distance des planètes à l’étoile, et des « géantes[...]

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Écrit par

Anne-Marie LAGRANGE : directeur de recherche au CNRS, astrophysicienne
Pierre LÉNA : professeur émérite de l'université Paris-VII-Denis-Diderot, membre de l'Académie des sciences

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<strong>ß</strong><strong> Pictoris b</strong> - crédits : Lagrange et al/ ESO — ß **Pictoris b**

Lagrange et al/ ESO

L’étoile HR 8799 et ses exoplanètes - crédits : Conseil national de recherches du Canada, C. Marois & Keck Observatory — L’étoile HR 8799 et ses exoplanètes

Conseil national de recherches du Canada, C. Marois & Keck Observatory

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EXOPLANÈTES - Méthodes de détection
- Écrit par Anne-Marie LAGRANGE
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