Les "exoplanètes"

vue simulée d'une exoplanète dans son environnement, avec son étoile-mère. site 'Amateur Astronomy', à partir de Celestia

nombre d'exoplanètes découvertes à ce jour: plus de 3700

D'après les dernières observations, il devrait y avoir plus de planètes que d'étoiles dans l'Univers. La planète géante 51 Pegasi b fut découverte en octobre 1995. Sa taille était la moitié de celle de Jupiter et elle orbitait en 4 jours autour de son étoile. Cette découverte totalement innovante fut annoncée par une équipe européenne, celle de Michel Mayor et Didier Queloz. Mais l'annonce fut d'abord accueillie par du scepticisme dans la communauté astronomique. Par chance, les astronomes américains Geoff Marcy et Paul Buttler allait accéder à du temps d'observation sur le télescope de 3 mètres du Lick Observatory, en Californie. Après 4 nuits entières d'observation, ils confirmèrent qu'une énorme planète, au moins la moitié de Jupiter, orbitait une étoile en 4 jours à une distance plus proche que celle de Mercure du Soleil. La planète, qu'on dénomma 51 Pegasi b, allait faire entrer l'astronomie dans une vue nouvelle de notre voisinage cosmique. La recherche de planètes extra-solaires -les "exoplanets", en anglais- avait été assez mal vue pendant 50 ans et elle avait été émaillée de fausses découvertes: on avait bien découvert des planètes autour de pulsars au début des années 1990 mais la plupart des astronomes préféraient réserver le qualificatif de planète pour un corps orbitant autour d'une étoile plus habituelle; une planète connue sous le nom de Tadmor avait également été détectée dès 1988 mais la découverte fut réfutée en 1992 (mais confirmée en 2002). Les deux équipes qui découvrirent 51 Pegasi b utilisaient la méthode de vélocité radiale, fondée sur les variations de celle-ci engendrée par la présence gravitationnelle de planètes (la lumière de l'étoile, en termes de longueur d'onde, est compressée puis étirée du fait que l'étoile se rapproche et s'éloigne de très petites quantités de l'observateur. Les premières exoplanètes n'avaient rien de commun, de plus, avec les planètes telles qu'on les connaissait dans notre système solaire. Mais dès 1996, Marcy avait découvert 70 Virginis et 47 Ursae Majoris qui, en termes d'orbites et de temps de révolution, s'en rapprochaient plus. Ensuite, au cours des années suivantes, Marcy et Butler découvrirent au moins 70 des 100 premières exoplanètes. Encore 10 ans et la recherche passa à la vitesse supérieure avec le lancement, en 2009, du télescope spatial de la NASA, Kepler lequel, pendant 4 ans, explora une petite zone du ciel; le télescope travaillait avec la technique des transits planétaires en recherchant les chutes infinitésimales de luminosité de l'étoile lorsqu'une planète passe devant elle (cette méthode ne fonctionne que pour les systèmes planétaires lointains pour lesquels les orbites planétaires, vues depuis la Terre, se voient par la tranche. Le satellite européen COROT, en 2006-2012, avait alors déjà découvert de nombreuses planètes en utilisant cette technique. Kepler avait été conçu par William Borucki, du centre Ames de la NASA mais son projet, dans les années 1990, avait été rejeté pas moins de 4 fois. Ce ne fut qu'en 2001 qu'il fut autorisé. A l'époque, on ne savait pas ce que Kepler allait trouver, ni même s'il allait trouver quoi que ce soit. Le Kepler, en 2014, a observé Kepler-186f, la première exoplanète d'une taille semblable à celle de la Terre et orbitant dans la "Goldilock zone" de son étoile (littéralement "zone Boucle d'or", par référence au conte enfantin, zone où l'eau liquide peut exister). En fait, Kepler identifia plus de 4600 candidats planétaires situés à entre des centaines et des milliers d'années-lumière dont 1028 ont été confirmées étant des exoplanètes. De ces dernières font partie des planètes de taille de la Terre qui orbitent leur étoile dans ce qu'on appelle la "zone habitable", là où de l'eau liquide peut exister sur une planète. Le télescope spatial Hubble et le télescope spatial Spitzer sont également utilisés pour étudier l'atmosphère des exoplanètes (voir découvrir certaines de celles-ci pour Hubble). Plusieurs autres techniques de détection sont aussi utilisées maintenant et, en 2015, on avait découvert 1800 exoplanètes. La Galaxie semble fourmiller de planètes et les instruments de prochaine génération, utilisant la spectroscopie, devrait pouvoir révèler les données qui nous viennent de la lumière des exoplanètes. Il se pourrait que certains composants des atmosphères pourrait suggérer un jour que de la vie existe sur ces mondes lointains. L'exo-système le plus ressemblant à notre système solaire se trouve autour de l'étoile HD 10180, avec 7 planètes régulièrement espacées; il se trouve à 127 années-lumière, dans la constellation australe de l'Hydre Mâle et l'étoile est semblable au Soleil. L'instrument le plus apte à l'étude des exoplanètes, actuellement, est le spectrographe HARPS, installé sur le télescope de 3,6 m de l'ESO à La Silla, au Chili. On doit donc considérer que les exoplanètes sont des objets présents partout dans l'Univers, des premières étoiles aux plus récentes, des étoiles âgées aux étoiles jeunes et que tous les types variés d'étoiles sont concernés. Les planètes sans étoile pourraient être extrêmememt communes dans la Galaxie, par ailleurs et même plus nombreuses que les exoplanètes "normales". La Galaxie, par exemple, pourrait contenir des milliards de telles planètes solitaires, la plupart d'une taille de Neptune ou de la Terre (ces objets de masse relativement peu importantes sont plus faciles à éjecter de leur système solaire). Il se pourrait que l'architecture planétaire soit redessinée dans les exo-systèmes, les ceintures de comètes y évoluant ou les planàtes acquérant ou perdant des satellites. Bien que, désormais, près d'un millier d'exoplanètes aient été découvertes, une dizaine seulement on pu être photographiées directement. . On pense que les exoplanètes semblables à la Terre auront plus de chances de se former au sein des amas de galaxies géants ou dans les galaxies naines, lesquels ont encore suffisamment de gaz pour former des étoiles et des exo-systèmes; par contre, notre Galaxie a déjà utilisé beaucoup plus de son gaz

une vue simulateur d'un exo-système à plusieurs planètes, l'une étant vue transitant devant l'étoile. site 'Amateur Astronomy'

->100 milliards de planètes dans la Galaxie!
Une étude statistique détaillée de début 2012 sur le point de savoir combien d'exoplanètes se trouvent dans notre Galaxie, a donné comme résultat 100 milliards (soit un minimum d'1 planète par étoile). 1500 exoplanètes, ainsi, se trouveraient dans un rayon de 50 années-lumière de la Terre. Un autre résultat de la même étude montre que les exoplanètes de la taille de la Terre devraient être plus nombreuses que celles de la taille de Jupiter, soit 10 milliards de planètes de type tellurique dans la Galaxie. Les découvertes de la mission Kepler, cependant, montrent que les exo-systèmes solaires, même s'ils contiennent certaines planètes d'à peu près la taille de la Terre, voient cependant l'ensemble des orbites des planètes qui les composent concentrées dans l'équivalent, pour notre système solaire, de l'orbite de Vénus. D'autres résultats d'un projet d'observation de 6 ans mené depuis 1995 a conclu qu'il existe beaucoup plus de planètes de la taille de la Terre que de Jupiter chauds; de plus les exoplanètes sont la règle et pas l'exception. Chaque étoile de l'Univers comporte vraisemblablement plus d'une étoile. Cela signifie, par exemple qu'il doit y avoir un minimum de 1500 planètes dans les 50 années-lumière qui entourent la Terre. Il y aurait, ainsi, plus de 10 milliards de planètes telluriques dans la Galaxie. 20% des étoiles, d'une façon générale, possèdent des planètes dans leur zone habitable

->La mission Kepler se rapproche d'une planète réellement semblable à la Terre
La planète Kepler-22b est la première planète qui se trouve dans la "zone habitable" de sa planète, sur 54 candidats. Cette exoplanète mesure aux alentours de deux fois la taille de la Terre et elle orbite autour d'une étoile semblable au Soleil. Cela peut donc être considéré comme une étape majeur sur la route qui mène à trouver des planètes encore plus sembables à la nôtre et, en même temps, situées dans la zone habitable de leur étoile. La zone habitable est là où dans un système stellaire, de l'eau liquide peut exister à la surface d'une planète. La découverte a été faite par la mission Kepler, de la NASA, consacrée aux exoplanètes, qui tend à découvrir plus d'exoplanètes de la taille de la Terre qu'on n'en connaissait. Les planètes d'une taille entre une fois et 4 fois celle de la Terre pourraient donc être en nombre dans la Galaxie. L'étude qui a mené à cette découverte prouve aussi que la zone habitable d'une étoile peut être décalée plus loin en termes de distance du fait de l'effet réchauffant des atmosphères planétaires, lequel pourrait décaler la zone plus loin et donc faire que des planètes habitables ont des révolutions plus longues
La mission Kepler, par ailleurs, a également découvert les premières planètes d'une taille semblable à la Terre orbitant autour d'une étoile semblable au Soleil. Mais elles orbitent très près de l'étoile, dans une zone inférieure à l'orbite de Mercure. Les deux planètes se trouvent dans un système de 5 planètes, appelé Kepler-20, qui se trouve à 1000 années-lumière, dans la constellation de la Lyre. Ce système est un autre exemple de la diversité des exo-systèmes car les planètes, cette fois, y sont organisées en tailles alternées

->Des systèmes à une ou plusieurs planètes?
Notre système solaire, avec ses différentes planètes, fait vraisemblablement partie du tiers des exo-systèmes qui présente cette caractéristique de posséder plusieurs planètes. L'inclinaison des orbites de notre système, de plus, pourrait bien être une caractéristique unique car les planètes à une seule planète ne connaissent pas cette inclinaison des orbites (ce qui, d'ailleurs, permet une meilleure détection des exoplanètes via les transits). Les inclinaisons, dans notre système, sont dues à l'influence des géantes gazeuses dont l'influence gravitationnelle perturbe les orbites des planètes inférieures. Au lieu d'utiliser la méthode de la vitesse radiale pour repérer les systèmes avec plusieurs planètes, les astronomes pourraient utiliser la méthode dite des "variations des temps de transit", qui mesure comment des transits successifs varient du fait des interactions gravitationneles entre planètes

->Des milliards de planètes non-rattachées à une étoile?
En mai 2011, une étude a annoncé que des planètes de taille Jupiter existent, dans le vide de l'espace, indépendamment de toute étoile. Elles doivent probablement leur origine au fait qu'elles ont été éjectés de jeunes systèmes planétaires du fait de la turbulence de ceux-ci. Certaines auraient cependant pu se former en même temps que se formèrent des étoiles et leurs planètes au sein d'un même nuage de gaz originel. Ces "planètes orphelines" avaient vu leur existence être prédite par les astronomes mais n'avaient jamais été observées jusque là car trop difficiles à trouver. L'équipe qui a réalisé cette observation estime qu'il doit y avoir deux fois plus de planètes de cet ordre que d'étoiles et que, d'une façon générale, de planètes qui orbitent autour d'une étoile! Ce qui revient à ajouter, pour la seule Galaxie, des centaines de milliards de planètes isolées... L'étude ne s'est pas intéressée aux planètes de masse inférieure à celle de Jupiter ou Saturne; des théories avancent que les planètes de faible masse, de l'ordre de la Terre, seraient, elles, encore plus souvent éjectées de leurs étoiles. Sans étoile de rattachement, ces planètes orbitent la Galaxie sur des orbites stables, semblables à celle du Soleil et des étoiles. On détecte ces planètes par la technique du microlensing, via l'augmentation de lumière que produit la planète en passant devant une étoile lointaine

->Les résultats de la mission Kepler en date de février 2011
Kepler, une mission de la NASA lancée en mars 2009, qui est consacrée aux exoplanètes et particulièrement celles de la taille de la Terre ou plus petites, situées dans/ou près de la zone de leur étoile qui permet l'existence d'eau sur une planète (dite "zone habitable", de l'anglais "habitable zone"), a déjà, début 2011, produit les résultats qui suivent. Elles se basent sur l'observation, dans le champ d'observation de la mission (une zone qui représente 1/400ème du ciel) de plus de 156000 étoiles entre mai et septembre 2009:
. la mission a observé un total de 1235 planètes. Dont: 68 de la taille de la Terre, 288 qui sont des super-Terres, 662 de la taille de Neptune, 165 de la taille de Jupiter et 19 planètes plus grandes que Jupiter
. sur ce total de 1235, 53 planètes se trouvent dans la zone habitable -et pourraient avoir des satellites possédant de l'eau liquide. Sur ces 53, 5 sont de la taille de la Terre et les 49 autres vont d'une taille de super-Terres (soit 2 fois la taille de la Terre) à une taille plus grande que Jupiter
Moins de 1%, donc, des étoiles observées seraient accompagnées de planètes. Kepler a également observé des systèmes planétaires dans lesquels deux étoiles ou plus peuvent être vues transiter sur leur étoile. La caméra ultra-précise de Kepler mesure les faibles baisses de la luminosité de l'étoile lorqu'une planète transite. La taille de la planète peut aussi en être déduite puis la distance à l'étoile par le temps écoulé entre deux transits successifs. De petites variations dans la régularité de l'orbite, de plus, permettent de déterminer la masse des planètes et de détecter la présence de planètes non-transitantes. L'observation de plusieurs transits pour chaque planète a permis de détecter des changements significatifs dits "variations du temps de transit" ("transit timing variations" en anglais), qui permettent de déterminer l'interaction gravitationnelle dans un système à plusieurs planètes. La mission Kepler, d'une façon générale, a découvert qu'au moins un tiers des étoiles possèdent des planètes et que, dans la Galaxie, le nombre d'exoplanètes doit avoisiner les milliards. Kepler a aussi découvert la première planète incontestablement rocheuse, Kepler-10b, d'une taille 1,4 fois celle de la Terre, en janvier 2011. Des systèmes planétaires très compacts et très peuplés (où les orbites de plusieurs planètes sont très rapprochées) existent aussi

->La dernière des synthèses en matière de formation des exo-systèmes
Une synthèse récente permet d'avoir une vue claire de comment se forment les exo-systèmes solaires. Les planètes commencent à se former lorsqu'une étoile atteint un âge d'entre 1 et 3 millions d'années. Ce sont les matériaux contenus dans le disque proto-planétaire qui déterminent quels types de planètes vont se former. Ce sont les géantes gazeuses qui se forment en premier et elles se forment très rapidement -en 2 millions d'années seulement!. Cette rapidité est due au fait qu'elles en font qu'attirer des couches de gaz autour d'un coeur rocheux. Les géantes gazeuses, ensuite, influent sur la formation des planètes telluriques, lesquelles, dans tous les cas de figure se forment plus lentement -en 100 millions d'années- car elles doivent "souder" entre eux les planétésimaux. Selon leur orbite, les géantes gazeuses, positionnent plus de matériau du disque protoplanétaire à tel ou tel endroit, déterminant les zones autour de l'étoile où les planètes telluriques peuvent se former. Puis vient la question de l'eau: on pense maintenant qu'elle est surtout apportée aux planètes telluriques par des astéroïdes (et pas par des comètes comme on le pensait jusque là). Enfin, un autre acteur de comment se forme un exo-système sont les "hot Jupiters". Les hot Jupiters sont des géantes gazeuses qui se forment loin de l'étoile puis qui, ensuite, voient leurs orbites se resserrer autour de l'étoile. Si cette migration vers l'intérieur de l'exo-système peut être risquée pour les planètes telluriques qui sont en train de se former, elle apporte avec elle, par ailleurs, du nouveau matériau proto-planétaire, plus près de l'étoile, ce qui déclenche la formation d'une seconde génération de planètes telluriques. Ces planètes telluriques de seconde génération sont des planètes du type "hot Super-Earth" ("super-Terres chaudes") dont la taille est à peine supérieure à celle de la Terre. La migration des hot Jupiters, de plus, repousse aussi du matériau du disque proto-planétaire en direction de l'extérieur de l'exo-système. S'y forment donc aussi des planètes telluriques, lesquelles ont la particularité de posséder beaucoup d'eau. Ce scénario renouvelé de comment se forme un exo-système augmente, sans aucun doute, la possibilité que des planètes du type de la Terre existent en nombre plus important qu'on ne le pensait jusqu'à maintenant! Une fois migrées, les Jupiter chauds restent sur des orbites assez stables et circularisées (ce qui est la raison de leur stabilité) et ce pendant des milliards d'années, jusqu'au moment où elles sont irrémédiablement attirées jusqu'à leur étoile. Une planète en carbone cristallin donc en diamant a été découverte autour d'une "minuscule" étoile

->Des vues complémentaires intéressantes sur la jeunesse des systèmes planétaires!
Une étude de 2009 fournit des vues complémentaires intéressantes sur la jeunesse des systèmes planétaires. Des astronomes, alors qu'ils étudiaient la formation, dans un disque proto-planétaire, de cristaux de silicate à partir du silicate du disque, ont bien vu comment l'étoile jeune entrait en explosion à des intervalles de quelques années, cela étant dû au matériau du disque venant s'ajouter à l'étoile en formation. Des explosions majeures ont lieu tous les 50 ans. Pendant ces grandes explosions, l'étoiles peut atteindre jusqu'à 30 à 100 fois sa luminosité habituelle. De plus, ces explosions interagissent avec les parties les plus intérieures du disque, dans une zone qui correspond bien à là où, dans notre système solaire, se sont formées les planètes telluriques. Comme ces cristaux de silicate -ils portent le nom de forstérite- se trouvent aussi dans les comètes, le mécanisme pourrait donc aussi concerner les parties les plus lointaines du disque proto-planétaire où l'on trouve les matériaux à l'origine des comètes (ou il faudrait que ces parties aient été plus proche de l'étoile à un moment et aient ensuite migré vers l'extérieur)
Le silicate, dans on état d'origine, fait partie du gaz et de la poussière dont sont faits les disques proto-planétaires. Pour qu'il se transforme en cristaux, il faut que les liens moléculaires se brisent et se recomposent, ce qui transforme les qualités physiques du matériau. Le mécanisme, en anglais, est dit "annealing". On sait, maintenant, que trois processus différents peuvent créer cette transformation du silicate: une exposition de longue durée à la chaleur; une onde de choc engendrée par un corps à l'intérieur du disque proto-planétaire et qui chauffe brusquement les grains de silicate, les laissant se refroidir tout aussi rapidement; les éruptions, donc, d'une étoile en formation. La température à atteindre doit être de 1000° K (727° C; 1340° F) sans dépasser 1500° Kelvin (1227° C; 1040°F), sinon les grains s'évaporeraient purement et simplement. Situé à 10 années-lumière, epsilon Eri est le plus proche exo-système solaire. Mais il est beaucoup plus jeune que le nôtre: 800 millions d'années seulement. Les vues ci-dessus montrent le détail de ce système (et notre système solaire est donné pour l'échelle). Une planète semble exister aux bords externes de chaque ceinture d'astéroïde où elles jouent un rôle semblable à celui que joue Jupiter pour la ceinture des astéroïdes du système solaire. Une ceinture dense, extérieure, de comètes existe et, le système vieillissant, elle s'affinera sans doute en une ceinture de Kuiper locale: ses comètes entreront en collision les unes avec les autres et se désintégreront ou elles seront éloignées de la ceinture du fait de l'influence gravitationnelle des planètes du système (NB: pour le tableau ci-dessous, légendes en anglais mais utilisables)

cliquez vers une vue détaillée du système d'epsilon Eri. site 'Amateur Astronomy'

->Les "super-Terre", une catégorie d'exoplanètes de plus en plus fréquentes!
Avec des techniques d'observation qui progressent, les astronomes commencent maintenant de découvrir de plus en plus d'exoplanètes d'un type nouveau, qu'ils appellent des "super-Terres". Une "super-Terre" est une planète qui peut avoir un maximum de 10 fois la taille de la Terre. Les planètes plus grandes que cette taille sont du type Uranus ou Neptune, c'est-à-dire des géantes gazeuses. Les super-Terres sont d'une taille suffisamment petite pour avoir des surfaces du type de la Terre ou des océans liquides et elles sont donc ainsi bien disposées à posséder la vie telle qu'on la connaît sur Terre! La façon de différencier une super-Terre d'une géante gazeuse est simple: quand une géante gazeuse transite devant son étoile, la lumière de celle-ci faiblit graduellement car la lumière traverse les différentes couches gazeuses de la planète; mais, quand une super-Terre transite, l'affaiblissement est quasi-immédiat puisque ces planètes n'ont qu'une mince couche -relativement- d'atmosphère. A partir de tous ces éléments, les chercheurs sont en quête, maintenant d'une super-Terre dont la composition chimique et la distance à son étoile en ferait la candidate à abriter la vie; on peut, de plus, maintenant, analyser la composition de l'atmosphère des super-Terres en analysant la lumière de l'étoile lorsqu'elle traverse l'atmosphère de celle-ci!
Il se pourrait que de nombreuses "super-Terre" ne soient que le coeur rocheux restant d'une géante gazeuse dont la proximité avec son étoile aurait évaporé les couches de gaz. Ces planètes ont une période orbitale du style de celle de la Lune, une face toujours tournée vers l'étoile, avec des températures, là, de 4000° C. De telles planètes pourraient s'appeler des "super-Io" car, de plus, elles subissent un volcanisme intense engendré par l'influence gravitationnelle des autres planètes du système. Elles ont une atmosphère de roche vaporisée et elles disparaissent graduellement du fait d'une telle érosion. Il se pourrait, ainsi, que ces planètes soient ce qu'ont vocation à devenir les "Jupiter chauds"
Les super-Terre, selons certains, seraient plus favorables à la vie que des planètes de même taille que la Terre: elles retiendraient plus d'énergie et se refroidiraient plus lentement. On aurait à faire, alors, à des planètes "océaniques" avec des atmosphères variées et une chaleur volcanique abondante. Une telle planète a déjà été trouvée fin 2009

->Le plus récent scénario probable de la formation des planètes telluriques
Les études les plus récentes et les plus précises concernant la formation de planètes semblables à la Terre autour d'étoiles semblables au Soleil montrent qu'un cadre chronologique correct pour cette formation semble être entre 3 et 300 millions d'années. On doit, de plus, faire une différence entre la formation de planètes qui se fait à partir de disques proto-planétaires massifs et celle qui se fait à partir de disques plus "légers". Dans le premier cas, la formation des planètes telluriques est rapide; dans le second elle prend de 10 à 100 fois plus longtemps. Tout cela amène maintenant les astronomes à estimer qu'approximativement 45% des étoiles semblables au Soleil ont développé un système planétaire avec des planètes semblables à la Terre

->La formation planétaire a probablement lieu le plus souvent dans des essaims d'étoiles!
On pense que la formation d'étoiles à partir d'un même nuage interstellaire a comme conséquence habituelle que l'effondrement gravitationnel du nuage donne naissance à de nombreuses étoiles en même temps. Celles-ci, dans les zones de formation, sont groupées. Peu à peu, les distances augmentent et les amas d'étoiles finissent par se disperser. Mais, cependant, dans un premier temps, cette proximité entre étoiles en formation a un impact sur la formation d'exo-systèmes autour d'elles: la partie la plus externe des disques proto-planétaires est soufflée par les forts vents stellaires des étoiles voisines. Cela signifie, de plus, certainemet que les exoplanètes du type de la Terre (les planètes telluriques) doivent être fréquentes; les géantes gazeuses, elles, qui se forment aux frontières des disques ont plus de chance d'être détruites

->Amas globulaires, amas, métallicité, hot Jupiter
Les "hot Jupiter", avec leur orbite 3 ou 4 fois plus près de leur étoile que Mercure l'est du Soleil semblent rapidement détruit par l'influence gravitationnelle de celle-ci. Une marée se forme sur la planète un peu en arrière de la planète par rapport à l'orbite, qui freine le mouvement orbital. La planète, donc, ralentit et son orbite se rapproche de l'étoile. La marée gravitationnelle devient alors plus forte, etc. et l'effet cumulatif fait que, finalement, après des milliards d'années, le hot Jupiter est détruit soit en s'écrasant sur l'étoile soit en étant détruit par la gravité -en commençant par les couches supérieures de son atmosphère. Ce modèle, appliqué aux amas globulaires, montre que la plupart des hot Jupiter y sont détruits, alors que ces amas, jusqu'à il y a peu, étaient considérés comme des lieux où on allait trouver de nombreuses exoplanètes. 96% des exoplanètes sont détruites à 11 milliards d'années de la vie de l'amas et 33% à 1 milliard d'années. Les amas non globulaires, moins denses en étoiles, pourraient permettre une vie plus longue. Dans les amas, d'une façon générale, seules les planètes petites et distantes survivraient. Les interactions, dans un amas, impliquent aussi celles produites par les étoiles voisines, qui peuvent éjecter une planète de son étoile. Les amas globulaires, enfin, sont pauvres en métaux -une caractéristique dite "faible métallicité"- qui sont les ingrédients de base de la formation des planètes (les métaux, en astronomie, sont les éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium)

Comment se forment les systèmes solaires?

->Deux disques proto-planétaires observés autour d'une seule étoile!
Le télescope Hubble a montré, dans une étude de 2006, que l'étoile beta Pictoris possède deux disques proto-planétaires. Le plus récemment découvert a une inclinaison de près de 4° par rapport au disque que l'on connaissait déjè. Il s'étend, de plus, très loin, et peut-être même à plus de 15 milliards de km (24 milliards de miles). C'est une découverte importante car le fait que des planètes se forment à partir de l'un ou l'autre disque -voire plus- pourrait, par exemple, expliquer les légères différences du plan de l'orbite des différentes planètes que l'on trouve, ainsi, dans notre système solaire. Il se pourrait bien que deux disques proto-planétaires ou plus autour d'une même étoile soit la norme dans l'Univers. Une explication possible à ce phénomène pourrait être que, lorsqu'une planète commence de se former, elle "volerait" de la poussière et de la matière au disque proto-planétaire, amenant à la formation d'un nouveau

On admet, généralement, aujourd'hui, qu'il y a systèmes solaires parce qu'il y a formation d'une étoile. Les étoiles se forment de nuages denses de gaz et de poussière. Des irrégularités dans la densité, ou des ondes de choc d'explosions de supernovas font que ces nuages s'"effondrent" sur eux-mêmes. Les conditions favorables à la formation d'une étoile se produisent dans des amas denses de matière que l'on voit apparaˆtre dans les nuages de gaz interstellaires (ainsi ceux que l'on voit dans la célèbre image prise par le télescope spatial Hubble, les "Piliers de la Création"). Ces amas résultent vraisemblablement du fait que leur nuage de gaz est l'objet de turbulences, lesquelles proviennent des diverses forces qui s'exercent, dans sa galaxie, sur le nuage interstellaire (radiations, gravité, champs magnétiques). Lorsque le nuage commence à s'effondrer, il devient plus dense et donc plus apte à protéger son intérieur de la lumière et autres radiations. A leur tour, ces conditions font que l'amas se refroidit plus facilement et s'effondre plus rapidement sur lui-même. L'effondrement du nuage interstellaire engendre de la chaleur et le fait que le nuage en effondrement tourne sur lui-même amène à la formation d'un disque dans le plan équatorial de l'étoile. C'est ce que l'on appelle un "disque proto-planétaire". Les évènements des premiers temps (vers quelques centaines de milliers d'années) d'une étoile sont fortement agités: l'étoile attire et détruit une partie du disque; d'immenses arches magnétiques apportent le matériau du disque depuis la surface de celui-ci jusqu'à la surface de l'étoile, y créant des "hot spots", des "points chauds"; avant cela, le stress généré par la chute du matériau sur l'étoile naissante est évacué par des jets bi-polaires. Le processus finit, en un million d'années, par atteindre un point d'équilibre: on a une étoile définitivement formée et un disque de débris autour d'elle. L'étude des "cores", ces nuages sombres d'où la lumière des étoiles en formation ne sort pas, peuvent cependant être étudiés par le biais des "coreshines", la lumière qui réussit cependant à rebondir du nuage et à révéler des informations sur l'âge du nuage et ses éléments. On pensait jusque là que les grains de poussière qui forment un nuage interstellaire étaient d'une dimension trop faible pour dévier la lumière, on a découvert que ces grains atteignent une taille de 1 micron -au lieu de 0,1 micron comme prévu- et peuvent donc jouer ce rôle. Le plus un nuage a évolué vers la formation d'étoiles, le plus ses grains de poussière seront d'une taille importante et on peut donc mieux estimer l'âge des nuages interstellaires car la lumière -le "coreshine"- diffusée dépend de la structure du nuage. Cette découverte, par ailleurs pourrait bien significativement modifier le modèle sur lequel les astronomes se fondent pour décrire la formation des étoiles et des planètes: de plus grands grains de poussière signifient que des planètes peuvent se former plus tôt puisque les bases embryonnaires des planétésimaux peuvent se former plus tôt, y compris lorsque l'étoile serait encore dans son stade pré-embryonnaire. Cette étoile jeune, par ailleurs, émet des flares très forts. Les jets qui émanent de l'étoile, par ailleurs, ont une influence physique sur le disque protoplanétaire, le bombardant de rayons-X, ce qui peut avoir une influence sur la formation des planètes et ils peuvent peut-être également y produire des molécules complexes. Ainsi, le matériau du disque qui vient contribuer à l'augmentation de taille de l'étoile, y déclenche des "explosions" d'activité qui transforment des particules amorphes dans le disque en silicates sous forme de cristaux de fostérite, par mécanisme de fusion/refroidissement. Cela contribue donc à créer des matériaux qui contribueront à la formation planétaire. Il a été prouvé que l'interaction entre le champ magnétique de l'étoile en formation et le disque proto-planétaire qui l'entoure a comme résultat de ralentir la rotation de l'étoile sur elle-même: cette rotation plus lente pourrait être impliquée dans l'apparition de planètes. Mais, sur ce point, on notera que le Soleil, lorsqu'il s'est formé, tournait sur lui-même 10 fois plus vite qu'aujourd'hui. Il semble que le tout début du processus planétaire se fait dans les zones du disque proto-planétaire qui possèdent une densité plus élevée: les débris de matériau et les particules du disque proto-planétaire entrent en collision entre eux, se mélangent, et forment des "planétésimaux", les bases de la formation des planètes, des corps d'un diamètre d'approximativement 190 km (300 miles) de diamètre. Ces planétésimaux, à leur tour, s'agglomèrent entre eux et ces -déjà- "proto-planètes" balayent le disque proto-planétaire, agglomérant du matériau ou en débarassant l'espace ambiant, donnant naissance, autour de l'étoile, à une structure légèrement semblable à celle des anneaux de Saturne; chaque corps, dans sa bande orbitale "balaie" tout le matériau qui s'y trouve. Lorsque le processus de formation des planètes est terminé, il y a, donc, une étoile, des planètes et des anneaux résiduels. La ceinture des astéroïdes, la ceinture de Kuiper (la "Kuiper Belt"), le nuage de Oort, ainsi, autour de notre Soleil, sont de telles zones résiduelles... De vastes ceintures de comètes semblent communes dans les exo-systèmes solaires qui ne possèdent que des planètes de faible masse: elles pourraient contenir 10 fois plus de comètes que la Kuiper Belt de notre système solaire. Cela laisse penser que des planètes de petite taille ont vraisemblablement préservé les Kuiper Belt et que les comètes et les astéroïdes pourraient avoir été -ou être- des convoyeurs d'eau aux planètes, à un taux régulier, pendant plus longtemps que la Période du Grand Bombardement, soit de l'ordre de plusieurs milliards d'années. Il y a corrélation entre la présence de disques massifs de débris et les systèmes planétaires qui ne comportent pas de planètes massives de type Jupiter. Les planètes géantes entraînent des Kuiper Belt relativement peu peuplées et les systèmes qui ne possèdent que des planètes de faible masse ont souvent des Kuiper Belt plus importantes. D'une façon générale, il faut 100 à 300 millions d'années pour le processus de formation planétaire soit complet. Il faut 3 à 10 (ou 10 à 50) millions d'années pour former des planètes du type de la Terre -des planètes "telluriques"- alors qu'il faut 10 à 20 millions d'années pour former des géantes gazeuses (le coeur de celles-ci peut se former en aussi peu de temps que 1000 ans, ou moins...). Les géantes gazeuses, par ailleurs, se forment les premières et les planètes de type terrestre ne se forment qu'ensuite. Le disque proto-planétaire passe d'un état original où il est fait essentiellement de matériaux légers, tels ceux trouvés dans les comètes à une phase où sa composition lui permet de former des planétésimaux (où il est alors surtout formé de rochers et de métaux). Enfin, une fois les planètes formées, il ne reste plus que des restes de la formation. De plus, au moment où les planètes peuvent se former, une première époque voit le disque contenir beaucoup de gaz -ce qui permet la formation des géantes gazeuses- puis le gaz se dissipe -vers 10 millions d'années après la formation de l'étoile- ce qui permet la formation des planètes rocheuses. En terme de taille, le "désert neptunien" est une région proche d'une étoile où les planètes de taille neptunienne ne peuvent pas se trouver car elles subissent les radiations de l'étoile lesquelles font évaporer leur atmosphère. La formation de planètes de petite taille, de l'ordre de celle de la Terre, semblait, auparavant, nécessiter surtout des étoiles riches en éléments lourds (fer, silicium, par exemple). Mais de nouvelles observations, en 2012, ont montré que ces planètes peuvent se former autour d'étoiles au contenu en éléments lourds varié, ce qui accroît donc les possibilités que les exoplanètes existent en nombre très important. Pour ce qui est des planètes géantes, avec courte période orbitale, elles sont plus nettement associées aux étoiles à éléments lourds. Ainsi, les lois de la physique donnent des résultats opportunistes et prolifiques, trouvant des voies qu'on peut parfois considérer comme difficiles

->La formation des planètes: modèle de l'"accrétion par un coeur" ou de l'"instabilité gravitationelle"?
L'étude, en 2005, d'une exoplanète transitant devant le disque de son étoile a montré que la théorie de la formation des planètes dite de l'"accrétion par un coeur" est la plus probable, en opposition au modèle dit de l'"instabilité gravitationnelle". On pense que l'"accrétion par un coeur" fait que les planètes se forment par accrétion de matière autour d'un coeur de glaces et de roches primitif, de petites dimensions. Dans le modèle de l'"instabilitié gravitationnelle", on pense que les planètes se forment plus rapidement car elle se forment directement, de l'effondrement rapide d'une portion dense et importante du disque proto-planétaire

La proto-étoile, sur une durée de 6 à 10 millions d'années, "souffle" le disque proto-planétaire et le fait disparaître mais des évènements collisionnels de grande importance reforment constamment le disque. C'est, d'ailleurs, un tel évènement collisionnel qui a formé notre Lune. Certains disques proto-planétaires peuvent ne durer qu'un million d'années alors que d'autres peuvent durer plus d'une centaine de millions d'années -du fait des collisions et de la re-formation permanente du disque. On voit aussi, d'autre part, des étoiles jeunes qui n'ont pas de disque proto-planéataire ce qui permet de penser que l'existence d'un disque proto-planétaire n'est pas forcément liée à l'émergence d'une étoile. Enfin, on a observé que des exo-systèmes solaires sont beaucoup plus grand que notre propre système solaire (de 10 à 100 fois plus grands). La formation d'une étoile, enfin, génère, de façon nette, deux effets importants: le fort vent solaire qui émane de la proto-étoile, d'une part, débarasse le disque proto-planétaire de la plupart de ses éléments légers tels l'hydrogène et l'hélium. Ainsi, on en ne trouve ces éléments gazeux que loin de l'étoile. Ensuite, le plus on est près de la proto-étoile, le plus l'eau se mélange à des particules solides et le plus on en est loin, le plus l'eau continue d'exister sous forme de vapeur d'eau. C'est cela qui explique que tout système solaire, en général, aura des planètes "intérieures", rocheuses, "telluriques" -de type terrestre alors que les planètes "extérieures" seront du type géantes gazeuses. Ainsi s'explique aussi le fait que les satellites des géantes gazeuses soient formées de glace -ainsi les lunes de Jupiter et de Saturne dans notre système solaire. Les planètes dites "circumbinary", qui orbitent autour d'une étoile double, ont vu leur existence définitivement prouvée en 2011, ce qui, du même coup, prouve la diversité des systèmes planètes dans l'Univers

La plupart des planètes, dans les exo-systèmes solaires -à l'identique de ce que l'on voit dans notre système solaire- ont une orbite "directe": elles tournent dans le sens contraire des aiguilles d'une montre autour de leur étoile, vu depuis le pôle nord de celle-ci. La direction de la rotation des planètes est, d'une façon générale, la même que celle de leur étoile. Cela est dû au fait que le disque proto-planétaire se met en rotation dans le même sens que l'étoile naissante. Cette direction, par ailleurs, n'est qu'une amplification du mouvement que prend le nuage originel de gaz lorsqu'il s'écroule sur lui-même pour former une étoile. Une exoplanète, en 2009, a été découverte avec une orbite "rétrograde" (dans le sens des aiguilles d'une montre). Cette originalité est probablement due à une rencontre gravitationnelle avec une autre planète, plus grande, du système; celle-ci a modifié la direction de l'orbite. Cette planète à l'orbite exceptionnelle, de plus, n'a qu'une faible densité (la moitié d'une masse jovienne pour deux diamètres joviens) et l'orbite est extrêmement elliptique, ce qui pourrait amener, par effet gravitationnelle, la planète à s'échauffer et à s'accroître de volume. La plupart des petites lunes, dans le système solaire, ont des orbites rétrogrades car il s'agit souvent d'astéroïdes capturés. Des observations récentes menées par le télescope spatial Hubble, montrent que bon nombre d'étoiles proches, comme notre système solaire, se voient dotés d'une ceinture de Kuiper une fois que le procession de formation des planètes a pris fin. De tels disques, sur le cours de milliards d'années, voient les débris qui les composent entrer en collisions répétées et finir par produire des corps de plus en plus petits, jusqu'aux alentours de 1 km de diamètre, c'est-à-dire des corps cométaires. Les exo-systèmes ne fournissent pas souvent une configuration planétaire bien alignée car des interactions dynamiques peuvent incliner les plans orbitaux ou l'étoile-mère peut ne pas avoir été alignée avec le disque proto-planétaire du fait de mécanismes d'accrétion chaotique, d'interactions magnétiques ou d'influence gravitationnelle provenant d'étoiles voisines. La récente observation, en 2012, d'un alignement ordonné du système Kepler-30 suggère que de fortes obliquités orbitales sont confinées à des systèmes qui ont subi de fortes interactions disruptives; ce qui doit être confirmé par d'autres études

->La question de "Périodes de Grand Bombardement" dans les exo-systèmes
20% des étoiles proches du type solaire possèdent des Kuiper Belt. Cela pose la question de savoir si d'éventuels exo-systèmes planétaires autour de ces étoiles sont soumises, à un moment de leur vie, à une "Période de Grand Bombardement", telle celle qui a frappé les planètes telluriques du système solaire à leurs débuts. Il est possible que, s'il existe des géantes gazeuses dans ces systèmes, elles jouent le même rôle qu'elles ont joué dans notre système solaire, celui de contenir gravitationnellement les objets dangereux. Les astronomes pensent que seul un faible pourcentage d'exo-systèmes, de façon générale, peuvent être à risque d'impacts dévastateurs. Ils pensent aussi que si des planètes favorables à la vie subissent des impacts tous les 20 millions d'années de la part d'objets d'une taille entre 10 et 100 km (6-60 miles), les mécanismes de la vie ne pourront pas correctement se développer, soit que les impacts empêcheront même le début du processus de la vie, soit que l'intervalle entre les impacts ne permettra pas aux organismes vivants de se remettre du choc, soit, enfin, que la bio-diversité sera réduite, réduisant d'autant les possibilités d'évolution. Mais on considére que des impacts de comètes et d'astéroïdes cependant, semblables à ce qu'a connu la Terre avec la Période du Grand Bombardement, ont également lieu dans les exo-systèmes

Combien y a-t'il de systèmes planétaires dans l'Univers?

Avant que n'apparaissent des étoiles de type Soleil capables d'avoir un système planétaire, il faut que soient passées trois générations d'étoiles: une première génération d'étoiles super-massives et à vie courte. Elles donnent naissance aux premiers éléments lourds lorsqu'elles terminent leurs vies en supernovas. Une deuxième génération d'étoiles, de type Soleil apparaît ensuite car certains des éléments lourds refroidissent le processus de formation de l'étoile, lui permettant d'atteindre cette taille solaire. Une troisième génération, enfin, d'étoiles bénéficie à la fois, aussi, du ralentissement de formation engendré par les éléments lourds mais elles bénéficient aussi d'un surplus de ceux-ci, lequel permet la formation des planàtes. De telles conditions favorables aux planètes n'apparaissent qu'entre 500 millions et 2 milliards d'années après le Big Bang. Les étoiles de la première génération sont dites de "Population II", composées essentiellement d'hydrogène et d'hélium alors que celles de la deuxième génération, riches en éléments lourds, sont dites de "Population I". Les étoiles 3 fois plus riches en éléments lourds que le Soleil ont 20% de chance d'avoir des planètes alors que les étoiles strictement semblables au Soleil n'en ont que 5 à 10%. Comme, à chaque fois qu'apparaissent, sur les longues durées de l'Univers, de nouvelles générations d'étoiles et qu'elles sont de plus en plus riches en éléments lourds, cela aurait pu mener, dans l'Univers (et encore aujourd'hui) à un "planètes-boom". Même les étoiles doubles ont des planètes dès lors que les deux étoiles du système soit à une distance ni trop grande ni trop petite. On a fait, en juillet 2003, la découverte remarquable qu'une planète gazeuse orbite autour d'un pulsar, dans un amas globulaire, et qu'elle date d'il y a 13 milliards d'années; cela signifie que, dans un tel environnement, le gaz est le seul élément disponible pour la formation de planètes, puisque les éléments lourds n'ont pas encore été créés. On pense, ainsi, que de telles planètes font peut-être partie d'une nouvelle catégorie de planètes, liée à la plus ancienne génération d'étoiles et que ces planètes pourraient être nombreuses. Cette découverte de plus, permet de voir que les planètes peuvent aussi se former dans un environnement stellaire dense tel celui des amas globulaires ou des amas d'étoiles

->Encore des données
. Le nombre d'exoplanètes que l'on trouve autour d'étoiles dans le renflement central de la Galaxie est en harmonie avec le nombre trouvé dans notre environnement stellaire proche (étude du Hubble Space Telescope)
. Les planètes ont une tendance à se former plus naturellement autour d'étoiles riches en éléments plus lourds que l'hydrogène ou l'hélium, tels le carbone, qui permet la formation des planètes
. Dans un environnement de formation d'étoiles dense, certaines étoiles, de type O, super-chaudes peuvent, par leurs vents et radiations stellaires, "souffler" l'environnnement favorable à la formation de planètes qui peut exister autour des autres étoiles, y détruisant, en 1 million d'années, tout disque proto-planétaire. La zone de sécurité autour d'une étoile semble être d'aux alentours de 1,5 années-lumière, soit un-tiers de la distance qui nous sépare de Proxima Centauri
. La question des "Jupiters chauds" semble pouvoir s'expliquer par le fait que ces planès soit se forment autour d'étoiles "froides" -telles des naines rouges- ou, dans le cas des autres étoiles qu'elles se forment loin puis migrent vers l'étoile. Dans le premier cas, le disque proto-planétaire peut être jusqu'à toucher l'étoile et, dans le second, il s'arrête relativement plus loin et c'est là que la migration des géantes gazeuses s'arrête. Lorsque les "Jupiter chauds" sont réellement très près de leur étoile, on les désigne sous le nom de "planètes à ultra-courte période" (en anglais: "Ultra-Short-Period Planets", "USPP"): leur période de révolution est de moins d'1 jour, leur distance à l'étoile n'étant que de 1,19 millions de km (740 000 miles). Ces étoiles ultra-proches de leurs étoiles ont habituellement une masse de 1,6 fois Jupiter (faute de quoi, les forces gravitationnelles les détruiraient). Leur température est élevée: vers 1600° C (3000° F)
. On peut trouver des disques proto-planétaires, donc des planètes, dans les systèmes d'étoiles complexes (ainsi, autour d'une étoile d'un système double qui, lui-même, tourne autour d'un autre système double)
. Une étude de l'été 2007 qui a trouvé de l'eau dans les atmosphères de "Jupiter chauds" laisse penser que l'eau serait ainsi également présente sur des planètes telluriques qui viendraient à exister autour de ces mêmes étoiles. Pour ce qui est de l'atmosphère des exoplanètes, il se pourrait bien que les planètes qui en possèdent une auraient, de plus, une "brume de haute altitude", se situant jusque vers 3200 km (2000 miles) d'altitude (sur Terre, les limites extrêmes de l'atmosphère se situent vers 1280 km (800 miles)). Les Jupiter chauds, en tout cas, semblent souvent posséder de l'eau dans leur atmosphère
. Les planètes qui peuvent apparaître autour d'étoiles doubles particulièrement rapprochées, du type RS Canum Venaticorum, ou RS CVn, seraient sujettes à des collisions fréquentes et vouées à la disparition. Les étoiles-parentes sont séparées de 3,2 millions de km (2 millions de miles) seulement et elles orbitent l'une autour de l'autre en quelques jours, bloquées en résonance avec chaque face faisant face à l'autre. Leur taille est semblable à celle du Soleil et elles ont un âge d'entre 1 et quelques milliards d'années. Des puissants champs magnétiques, des taches géantes sont observées et de forts vents stellaires ralentissent la rotation des étoiles, les rapprochant encore. De telles conditions gravitationnelles entraˆnent des perturbations dans les systèmes planétaires qui ont pu apparaître: les planètes, les comètes et les astéroïdes entrent en collision et s'entre-détruisent. Tout se termine par un disque de poussière autour des étoiles
. L'exoplanète la plus proche de la Terre, se trouve à 10 années-lumière de nous
. Les exoplanètes jeunes -de type Jupiter- peuvent être entouré d'un anneau semblable à celui qui entourait Jupiter et qui a fini par former les 4 satellites galiléens
. Les modèles concernant les atmosphères des exoplanètes montrent que toute planète ayant un mélange d'hydrogène, carbone et oxygène et une température jusqu'à 1000°K (725°C) devraient également posséder beaucoup de méthane et un peu de monoxyde de carbone. Certaines observations ont cependant montré que ce n'était pas le cas, montrant ainsi la diversité très grande des exoplanètes

la taille des planètes autour des étoiles de la taille du Soleil. site 'Amateur Astronomy' à partir d'une image NASA

Des 150 exoplanètes que l'on a trouvées jusqu'à maintenant, la plupart sont des planètes de grande taille, semblable à Jupiter. Mais elles sont proches de leur étoile. On appelle ces planètes des "Jupiter chauds" ("hot Jupiters" en anglais). On pense que ces planètes se sont formées beaucoup plus loin de l'étoile et qu'elles ont ensuite "spiralé" vers l'intérieur, détruisant ou agglomérant toute autre planète le long de leur chemin. Une aussi grande proximité d'avec l'étoile, par ailleurs, empêche que les Jupiters chauds aient des anneaux ou des satellites. Malgré les conditions difficiles de leur existence, les Jupiter chaud ont une vie très longue, autant que celle de leur soleil. Ils disparaissent en atteignant leur stade ultime de vaporisation par l'étoile. Les Jupiter chauds ont une atmosphère avec eau, méthane, CO2 et monoxyde de carbone. Les Jupiter chauds sont également affectés, sur leur côté qui fait face à l'étoile, d'un "point chaud"; les observations montrent cependant que ce point chaud peut être légèrement dévié, probablement, par de forts vents. Mais on a trouvé des déviations très importantes ce qui invite à remettre en cause cette théorie et à penser plutôt à des vents supersoniques qui déclencheraient des ondes de choc chauffant la surface ou à des interactions magnétiques entre l'étoile et la planète. Les planètes que l'on a trouvées, jusqu'à présent, plus loin de leurs étoiles, ont des orbites hautement excentriques; ceci est certainement dû au fait que plusieurs planètes se sont formées et ont interagi gravitationnellement autour de l'étoile. Jusqu'à présent, la recherche des exoplanètes n'a pas abouti à ce que l'on trouve des systèmes solaires semblables au nôtre mais il semble certain, qu'au fur et à mesure que la recherche va étendre ses possibilités, on finira par en trouver. Il semble bien que ce que l'on trouvera, ce seront des systèmes solaires semblables au nôtre mais avec un ou deux Jupiters chauds à l'intérieur de l'orbite de Mercure et des corps lointains -au-delà de Pluton- dans des orbites hautement excentriques. Selon que son étoile serait plus ou moins proche de nous, on devrait trouver une exoplanète de type Terre d'ici 2015-2020 ou 2040. Pour y accéder, il faudrait un voyage interstellaire de 150 ans, qui ne pourrait se réaliser que par l'existence successive à bord de plusieurs générations d'êtres humains... Pour ce qui est du nombre d'étoiles qui auraient des systèmes solaires, les estimations vont de 25% d'étoiles de type Soleil dans la Galaxie à 100% des étoiles de la Galaxie, tous types confondus. Par ailleurs, 10% des étoiles situées dans la "zone galactique habitable" connaîtraient la vie... La zone galactique habitable est essentiellement composée des bras spiraux de la Galaxie. La limite, enfin, entre les étoiles de type naines brunes (des étoiles de faible masse) et les planètes s'établit à 13 fois la taille de Jupiter (et les naines brunes restent des naines brunes jusqu'à 75 fois la taille de Jupiter, taille au-delà de laquelle elles entrent dans la catégorie des étoiles normales). Des études récentes montrent que près d'une étoile sur 4 semblable au Soleil abritent des planètes d'une taille de celle de la Terre dans leur "hot zone" ("zone chaude"), près de l'étoile. Cela va contre les idées admises qu'il devrait y avoir un désert et que les seules planètes qu'on y trouverait seraient des géantes gazeuses qui y auraient migré. Dans la Voie Lactée, cela représenterait 46 milliards de planètes, sans compter les planètes de la taille de la Terre qui se trouveraient plus loin, dans la zone habitable de leur étoile

->Il y a probablement 50 milliards de planètes dans la Galaxie!
Les scientifiques de la mission Kepler de la NASA, une mission dont le but est de chercher des exoplanètes, spécialement des planètes de la taille de la Terre -ou plus petites- dans ou à proximité de la zone habitable de leur étoile, viennent, en février 2011, de rendre publique leur première estimation de combien de planètes peuvent se trouver dans notre Galaxie. Les chiffres sont impressionnants: au moins 50 milliards de planètes existent probablement dans la Galaxie! Et au moins 500 millions de ces 50 milliards, se trouvent dans la "zone habitable" de l'étoile, cette région où les conditions moyennes font que la vie pourrait s'y développer. Ces données ont été extrapolées des premiers résultats, sur une année d'utilisation, venant de Kepler. Dans la Galaxie, ainsi, 1 étoile sur 2 possède une planète et 1 sur 200 possède une planète dans la zone habitable. Ces chiffres, de plus, semblent devoir être un minimum car les étoiles de la Galaxie peuvent posséder plus d'une planète. L'équipe de Kepler souligne que si la mission se trouvait, par exemple, à 1000 années-lumière de la Terre, Kepler aurait repéré Vénus mais pas forcément la Terre (qui n'aurait qu'1 chance sur 8 d'être découverte). Ces chiffres, enfin, ne valent que pour une galaxie, la nôtre alors que l'Univers doit en compter une centaine de milliards. Ce qui amène un chiffre de 5000 milliards de milliards de planètes et 50 millards de milliards de planètes possédant des conditions favorables à la vie. La célèbre "équation de Drake", qui utilisent les différents facteurs qui peuvent influer sur l'existence de civilisations extra-terrestres avancées dans la Galaxie donne un chiffre d'1 million -estimation faite via l'équation par l'astronome Carl Sagan. L'écrivain de science-fiction Isaac Asimov lui était parvenu au résultat de 670 000 et Drake lui-même à un chiffre, plus prudent, de 10 000...

Les techniques utilisées par les astronomes pour trouver les exoplanètes sont de types variés. Ils peuvent rechercher de faibles affaiblissements de la lumière de l'étoile du fait du passage de la planète (cette technique n'est disponible que pour les exoplanètes situées à 5 UA au moins de l'étoile): quand une exoplanète de taille de la Terre passe devant une étoile qui serait de la taille du Soleil, le changement de luminosité c'est que de 84 millionièmes (moins d'1/100ème d'1%)! En mesurant cette chute de luminosité on peut, en sachant la taille de l'étoile, détermnier le diamètre de la planète; sa durée de révolution sur l'orbite peut être calculée en mesurant le temps qui sépare deux transits. Une fois la révolution calculée, la troisième loi de Kepler est appliquée, ce qui donne la distance moyenne à l'étoile. Soit ils emploient un coronographe qui bloque la lumière de l'étoile et permet donc de trouver les éventuelles exoplanètes; soit ils observent les distortions gravitationnelles affectant le mouvement propre de l'étoile-mère par le biais de l'examen du shift Doppler (valable aussi seulement pour les étoiles situées à au moins 5 UA de leur étoile). La recherche directe par photographie d'une étoile est également possible quoique moins efficace. Une autre technique est apparue en 2009: l'astrométrie, qui consiste à mesurer précisément, visuellement, les distortions qui affectent le mouvement propre d'une étoile sur le fond des autres étoiles; cette technique, de plus, permet de détecter des exoplanètes situées autour de naines de type M (ces systèmes sont connues pour abriter plus de "Jupiter froids"; ils semblent plus souvent semblables à notre propre système solaire et abritent des planètes de type Terre). Enfin, la technique la plus prometteuse, spécialement en termes d'exo-Terres ou la recherche des éléments de la vie sur les exoplanètes, est celle dite de l'"interférométrie annulante", qui consiste à combiner la lumière de létoile, dans l'infrarouge, venant de 4 télescopes et de manipuler les ondes lumineuses de telle sorte qu'elles s'annulent réciproquement, "annulant" ainsi la présence de l'étoile. Les plus récentes expérimentations arrivent à diminuer l'intensité de l'étoile de 100 millions de fois. Pour ce qui est de la détection d'exo-systèmes à plusieurs planètes, elle se fait grâce à un spectromètre qui permet des mesures précises de la vitesse radiale de l'étoile (la vitesse radiale de l'étoile est son déplacement observé depuis la Terre). L'influence gravitationnelle d'une planète sur son étoile entraîne des changement périodique de la vitesse radiale; plusieurs planètes entraînent des perturbations complexes et les astronomes utilisent des analyses complexes, sur une longue période de temps, pour déterminer les orbites et les masses de ces planètes. Sur la question de savoir comment déterminer si un objet céleste est une planète ou pas, on pratiquait essentiellement sur la masse: en-deça de 13 fois la masse de Jupiter, il s'agit d'une planète; au-delà, il s'agit d'une étoile (du type naine brune). Les spécialistes des exoplanètes pourraient bien désormais également prendre en considération la présence, autour de l'étoile d'un disque de poussière: serait ainsi planète tout corps repéré dans un tel système même si on ne peut, par ailleurs, déterminer sa masse. L'étude du rayonnement d'une exoplanète dans l'infrarouge permet aussi de mieux déterminer les caractéristiques des exoplanètes qui ne transitent pas devant le disque de leur étoile

Conclusion

Les outils exoplanétaires de prochaine génération -ceux qui apparaîtront entre 2005 et 2010, tels le "Terrestrial Planet Finder", la "Space Interferometry Mission", la mission Kepler ou la mission européenne COROT- se centreront sur la recherche d'exoplanètes de la taille de la Terre. Certaines des exoplanètes qui seront découvertes pourraient tout à fait porter de l'eau du fait que des planètes de glace, formées plus loin de l'étoile, auront migré vers l'intérieur et fondu en route, libérant leur eau. Le Spitzer Telescope, le télescope spatial de la NASA dans l'infra-rouge permet déjà une meilleure étude des disques proto-planétaires. La technique du "micro-lensing gravitationnel" ajoute aussi aux outils actuels des chercheurs d'exoplanètes: cette technique s'apparente au mécanisme déjà bien connu des lentilles gravitionnelles de grandes dimensions, géérées, par exemple, par des galaxies ou des amas de galaxies. Dans le cas des exoplanètes, une étoile, située devant une étoile située plus loin courbe la lumière de celle-ci. Si une planète orbite autour de l'étoile qui est en avant, la lumière augmentée de l'étoile la plus lointaine est alors accrue ou diminuée. L'avantage de cette technique est qu'elle permet de trouver des planètes d'une taille de celle de la Terre

->Est-ce que l'on peut voir la signature d'une vie végétale, de type terrestre, sur une exoplanète?
Les plantes à photosynthèse, sur Terre, absorbent toute la partie visible du spectre de la lumière mais elles rejettent fortement les longueurs d'onde de l'infra-rouge -sans doute pour dissiper tout excès de chaleur. Pour un spectrographe, cette activité, cela se traduit par un pic vers 700 nanomètres dans le spectre de la Terre, juste à la frontière entre le visible et l'infra-rouge. Ce pic, en anglais, s'appelle le "vegetation red edge" ou VRE. Des raies d'absorption de l'oxygène ou du méthane peuvent également être le signe de la présence de vie végétale sur une exoplanète. Une recherche récente, de plus, a montré que même un âge glaciaire ou une ère plus chaude, pour ce qui est de la Terre, ne font pas disparaître le signal. Le VRE serait de 4% plus faible, ou de 6% plus fort, respectivement, dans chacun des cas. Cependant, un âge glaciaire particulièrement important, avec, par exemple, des calottes polaires descendant jusqu'en Chine, ferait disparaître le VRE pour un observateur extérieur. Le signal de plantes sur une exoplanète, ainsi, nécessiterait un télescope de 6 m d'ouverture et une pose de l'ordre de 2 à 4 semaines, ce qui semble dans les possibilités d'une mission à venir consacrée aux exoplanètes, le "Terrestrial Planet Finder" et actuellement en développement

->Le Spitzer Telescope permet une meilleure connaissance des Jupiters chauds Les astronomes pensaient que les Jupiters chauds, dans leur atmosphère, avaient beaucoup d'eau. Mais le Spitzer Telescope de la NASA, un télescope spatial travaillant dans l'infra-rouge, a réussi à étudier ces atmosphères: les études ont montré qu'il n'y avait pas d'eau, ou qu'elle était, pour l'essentiel, cachée à l'observation. Certains Jupiters chauds, par contre, ont de minuscules grains de sable dans leur atmosphère, formant des nuages de poussière, haut, au sommet de l'atmosphère... Le Hubble Telescope avait déjà observé que les atmosphères des Jupiters chauds contenaient des éléments comme le sodium, l'oxygène, le carbone et l'hydrogène

->Les "hyper-télescopes" capables de voir des détails à la surface des exoplanètes vers 2040? Vers 2040 des "hyper-télescopes" seraient capables d'observer en détail la surface des exoplanètes de type terrestre et d'y rechercher des signes d'une civilisation intelligente. Ils seraient composés d'une myriade de télescopes répartis sur une aire spatiale vaste, qui formeraient une image unique sur un satellite récepteur, fonctionnant ainsi sur le principe de l'interférométrie. Ces réseaux nécessiteraient, au minimum, une surface totale de 200 km² (77 square miles) et le plus cette surface serait grande, le plus on pourrait voir de détails: un réseau réparti sur une surface de côté la distance Terre-Lune devrait permettre de repérer des éléments créés par une civilisation intelligente