Combien de planètes dans le Système solaire ? Une histoire longue et inachevée…

par Sylvain Bouley | Juil 26, 2024 | Zoom Sur

Le nombre de planètes orbitant autour du Soleil est une question moins anodine qu’il y paraît. Elle nous pousse à définir ce qu’est une planète avant de nous entraîner dans les couloirs de l’histoire de l’astronomie. La découverte de la ceinture d’Edgeworth-Kuiper, il y a une trentaine d’années, et son étude ont rebattu les cartes et suggèrent la présence d’une neuvième planète loin, très loin, au-delà de cette ceinture.

Combien y a-t-il de planètes dans le Système solaire ? Un livre d’astronomie récent, un astronome, professionnel ou amateur, ou même toute personne qui s’intéresse de près ou de loin à l’astronomie répondra facilement à cette question : le Système solaire abrite 8 planètes. En partant du Soleil, on trouve Mercure, Vénus, notre planète la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et enfin Neptune. Mais à la réflexion, cette question est moins simple qu’il y paraît. D’une part parce qu’elle appelle une autre question, plus difficile et quelque peu subjective : qu’est-ce qu’une planète ? Et d’autre part parce que la réponse donnée par les livres ou par les astronomes dépend de l’état actuel de nos connaissances. Elle n’est donc pas définitive. D’ailleurs, il y a seulement une vingtaine d’années, elle aurait été différente, tandis qu’au début du xxe siècle, Camille Flammarion aurait également répondu 8. Voyons cela plus en détail.

Le cortège planétaire du Soleil tel qu’on le représente depuis 2006. Aux planètes qui satisfont les critères de l’UAI, il faut ajouter des planètes naines, dont Cérès, Pluton et Éris (les distances ne sont pas à l’échelle). (Crédit NASA)

La définition de l’Union astronomique internationale

Comment définit-on une planète ? Et avant toute chose, est-il raisonnable de le faire ? Toute définition comporte en effet des zones d’ombre, une part de flou (volontaire ou non), ainsi qu’une pointe de subjectivité. Néanmoins, établir une définition permet de décrire un concept (ou de tenter de le faire) et, au-delà, d’entreprendre la classification d’objets ou d’observations, classification qui, à son tour, est très souvent un préalable à la compréhension d’un système, de sa formation et de son évolution. En l’occurrence, ici, le Système solaire. En 2006, motivée par la découverte de plusieurs objets transneptuniens, l’Union astronomique internationale (UAI) a ainsi apporté une définition au concept de planète. Cette définition a, comme nous venons de le souligner, une part de subjectivité, ce qui explique que son élaboration ait été assez mouvementée, et qu’elle est susceptible d’être révisée. Par ailleurs, elle se restreint volontairement au cas du Système solaire. Quoi qu’il en soit, la définition de l’UAI comporte trois critères qu’il est important de détailler :

1. Une planète est en orbite autour du Soleil. Les satellites naturels des planètes, comme la Lune, Ganymède ou Titan, ne sont donc pas des planètes.
2. Une planète a une masse suffisante pour parvenir à un équilibre hydrostatique, ce qui lui confère une forme presque sphérique. Ce critère un peu technique signifie qu’à une profondeur donnée, le poids d’une colonne de roche est compensé (équilibré) par la pression exercée par les roches. Concrètement, cela se produit pour des corps suffisamment massifs, qu’ils soient rocheux ou gazeux. Cela élimine de nombreux petits corps de forme irrégulière ou pas assez sphériques, comme la plupart des astéroïdes et des objets de la ceinture de Kuiper.
3. Une planète a nettoyé le voisinage de son orbite. Autrement dit, une planète est suffisamment grosse pour éjecter ou absorber les objets se déplaçant sur des trajectoires proches de son orbite. Cette précision est importante car, comme nous allons le voir, elle est à l’origine du déclassement de Pluton de la catégorie des planètes vers celle des planètes naines, créée pour cette occasion. C’est aussi ce qu’avaient pressenti, sans vraiment le formaliser, les astronomes du xixe siècle lorsqu’ils décidèrent de ne pas ranger Cérès parmi les planètes. Nous y reviendrons également.

Selon la définition de l’UAI formulée en 2006, une planète doit avoir « fait le ménage » aux alentours de son orbite. C’est essentiellement le cas pour les planètes terrestres ainsi que les planètes géantes (dénotées J, S, U et N), mais pas pour Pluton, qui orbite dans la ceinture d’Edgeworth-Kuiper (représentée ici par les points bleus et orange). (© WilyD)

Plus de 5 000 exoplanètes ont été détectées à ce jour. Au regard de cette moisson, le fait que la définition de l’UAI ne concerne que le Système solaire peut sembler un peu trop restrictif. De fait, il est plus que tentant d’étendre cette définition aux exoplanètes. Cela demanderait de remplacer « Soleil » par « étoile parente » dans le 1er critère, modification mineure en apparence. En revanche, la définition de l’UAI est mise en défaut dans (au moins) deux cas de figure : les naines brunes et les planètes vagabondes. Rappelons brièvement que les naines brunes, souvent qualifiées « d’étoiles ratées », sont des objets qui ne sont pas suffisamment massifs pour amorcer la fusion d’hydrogène en hélium, mais qui le sont pour abriter la fusion du deutérium (ou hydrogène lourd, dont le noyau comporte un proton et un neutron) en hélium, qui se produit à des pressions et températures plus faibles. À part cela, les naines brunes remplissent parfaitement les critères de l’UAI, si ce n’est que le Système solaire n’en comporte a priori pas. Ce n’est pas le cas d’autres systèmes stellaires, puisque environ 3 000 naines brunes ont été répertoriées jusqu’à présent. Un amendement possible de la définition de 2006 pourrait préciser qu’une planète ne peut pas être le siège de réactions de fusion thermonucléaire. Reste que, d’un point de vue observationnel, la distinction entre les naines brunes et les planètes géantes gazeuses n’est pas si aisée. Les observations ne font pas apparaître, comme on pourrait s’y attendre, de lacunes (c’est-à-dire l’absence ou un nombre très réduit d’objets) de masse autour de la limite théorique entre naines brunes et géantes gazeuses. Cette limite est généralement fixée à 13 fois la masse de Jupiter, mais elle est sans doute beaucoup plus floue, et, comme le suggèrent certains astronomes, il est peut-être plus sage de ne pas la fixer trop précisément [1].

La naine brune Gliese 229b vue par le télescope du Mont Palomar (à gauche), et par le télescope spatial Hubble (à droite). Les naines brunes satisfont globalement aux critères de l’UAI transposés à d’autres étoiles que le Soleil. Pour autant, et contrairement à l’idée que l’on se fait d’une planète, elles abritent des réactions thermonucléaires en leur cœur. (T. Nakajima and S. Kulkarni [CalTech], S. Durrance and D. Golimowski [JHU], NASA)

Détectées dès les années 2000 par imagerie directe ou grâce à la technique des microlentilles gravitationnelles, les planètes vagabondes, comme leur nom l’indique, ne sont pas liées à une étoile hôte [2]. Deux scénarios principaux (et non exclusifs) permettent d’expliquer leur origine. D’une part, les planètes vagabondes pourraient s’être formées dans des systèmes stellaires, tout comme les planètes ordinaires, puis avoir été éjectées de ceux-ci par le jeu de perturbations gravitationnelles. D’autre part, elles pourraient se former directement par effondrement de petits nuages de gaz, c’est-à-dire selon un processus analogue à la formation des étoiles. Quoi qu‘il en soit, un autre amendement à la définition de l’UAI pourrait préciser qu’une planète, même abandonnée par son étoile parente ou orpheline, reste une planète.

Naines brunes et planètes vagabondes montrent, comme on l’a souligné, que définir ce qu’est une planète n’est pas aussi facile qu’il y paraît. Cela étant, prenons pour acquise la définition de l’UAI, tout en gardant à l’esprit ses limites, et revenons à la question du nombre de planètes dans le Système solaire.

De l’Antiquité au XVIIe siècle : 5 planètes et la Terre

La définition d’une planète étant posée, combien d’objets satisfaisant à cette définition existe-t-il dans le Système solaire ? Comme on s’en doute, la réponse à cette question a évolué au cours du temps. Sans connaître les subtilités de la définition moderne d’une planète, les civilisations anciennes, depuis Babylone jusqu’aux Grecs et aux Romains, avaient identifié 5 objets visibles à l’œil nu et se déplaçant sur un fond d’étoiles fixes. Les Grecs qualifiaient ces objets « d’astres errants » (πλανήτηζ ou planêtês), dénomination qui constitue l’étymologie du mot « planète » dans de nombreuses langues dont, bien évidemment, le français. À ces astres errants il faut ajouter le Soleil et la Lune qui, eux aussi, se déplacent par rapport aux étoiles. Sept objets au total, que les philosophes grecs, dont Platon et Aristote, situaient sur des sphères concentriques, une pour chaque astre (dans l’ordre, la Lune, Mercure, Vénus, le Soleil, Mars, Jupiter et Saturne), centrées sur la Terre et tournant autour de celle-ci. Au iie siècle après J.-C., Claude Ptolémée perfectionna ce système géocentrique en introduisant les épicycles, qui lui permettaient de mieux expliquer les mouvements observés. Par ailleurs, les Romains associaient chacun de ces sept objets à une divinité de leur panthéon, et à un jour de la semaine : le lundi pour la Lune (associée à la déesse Luna, elle-même identifiée à Diane), du mardi au samedi pour les 5 planètes (Mars, Mercure, Jupiter, Vénus et Saturne), et le dimanche pour le Soleil (associé au dieu Sol). Il en reste bien sûr une trace dans le nom des jours de la semaine que nous utilisons, mis à part le samedi et le dimanche qui, en français, ont une origine hébraïque. Dans le monde anglo-saxon, par contre, les deux derniers jours de la semaine restent bien associés à Saturne (Saturday) et au Soleil (Sunday). La Lune est, comme en français, liée au premier jour de la semaine (Monday), mais les 4 jours restants sont associés à des dieux nordiques ou germaniques correspondant plus ou moins aux dieux romains [3].

L’astronomie chinoise répertorie elle aussi 5 astres errants, ou planètes, auxquels elle associe, d’une part, une signification astrologique particulière et, d’autre part, une couleur et un élément de base de la philosophie chinoise [4]. Ainsi, Mercure la noire est associée à l’eau, Vénus la blanche au métal, Mars la rouge au feu, Jupiter la bleue au bois, et Saturne la jaune à la terre ; appellations que le monde chinois utilise aujourd’hui encore pour désigner ces cinq planètes : étoile d’eau (水星), de métal (金星), de feu (火星), de bois (木星) et de terre (土星). Mais surtout, les astronomes chinois ont mesuré avec précision les positions de ces planètes sur de longues périodes, ce qui leur a permis de déterminer qu’elles suivaient des mouvements cycliques et, par extension, de prédire leurs positions à venir. En se basant sur l’écart entre les positions prédites par les observations passées et les positions observées à un instant donné, les astronomes chinois ont progressivement affiné ces trajectoires. Le plus ancien texte connu décrivant les planètes et leurs mouvements est le Wuxingzhan (Divination par les 5 planètes).

Le Wuxingzhan (« Divination par les 5 planètes »), retrouvé en 1972 dans la tombe de Mawangdui, datée autour de 170 avant J.-C. Ce manuscrit, écrit sur un rouleau de soie, décrit les mouvements de Vénus, Jupiter et Saturne sur une période de 70 ans, entre –245 et –176. (© Hunan Museum)

Il date du début du IIe siècle avant J.-C., et on y apprend, notamment, que les périodes des cycles de Jupiter et de Saturne, c’est-à-dire le temps mis par ces planètes pour revenir en un point précis du ciel, sont d’environ 12 et 30 ans. On retrouve une description détaillée des mouvements planétaires dans « Le livre des officiers célestes », chapitre d’une encyclopédie plus vaste composée par l’historien Sima Qian durant le ier siècle avant notre ère. Ce livre indique en particulier la durée (en jours) pendant laquelle le mouvement d’une planète donnée est prograde (d’ouest en est) ou rétrograde (d’est en ouest), ainsi que la durée pendant laquelle cette planète n’est pas visible.

Le système héliocentrique, selon lequel les planètes tournent autour du Soleil (et non de la Terre), n’ayant pas encore fait son chemin, le monde antique ainsi que la Chine ancienne et l’Occident médiéval sont peuplés de 5 planètes. Il fallut un peu de temps, mais aussi la détermination et les travaux de savants comme Nicolas Copernic, Johannes Kepler et Galilée pour comprendre et faire admettre que la Terre elle-même tourne autour du Soleil (et non l’inverse), et que par conséquent elle est une planète presque comme les autres [5]. Vers le milieu du xviie siècle, le système héliocentrique semblait toutefois admis, si bien qu’un astronome de cette époque pouvait compter 6 planètes (les 5 planètes visibles à l’œil nu plus la Terre) dans le Système solaire. À partir de là, les choses s’accélérèrent.

Le télescope de 7 pieds de William Herschel, c’est avec ce télescope, construit par ses propres soins, qu’il découvrit Uranus le 13 mars 1781. (Wikipedia)

Deux nouvelles planètes et des astéroïdes

Au xviiie siècle, l’idée que la formation de la Terre telle qu’elle est décrite dans la Bible n’est que symbolique se développa, ce qui permit à des savants comme Georges Buffon d’élaborer d’autres scénarios. Dans cette lignée, Emmanuel Kant proposa en 1755 une théorie de la formation du Système solaire à partir d’un disque de gaz et de matière en rotation, thèse qui préfigurait les théories modernes sur ce sujet. Les considérations qu’il développa pour démontrer cette théorie et expliquer comment les planètes et les comètes acquièrent leurs trajectoires l’amenèrent à conclure que d’autres planètes existent peut-être au-delà de Saturne. Intuition brillante, et surtout confirmée un demi-siècle plus tard (en mars 1781) par William Herschel, astronome britannique d’origine allemande, qui découvrit Uranus par hasard, alors qu’il effectuait des relevés pour établir son catalogue stellaire à l’aide de son télescope de sept pieds. Herschel pensa d’abord qu’il s’agissait d’une comète et, sans doute par excès de prudence, continua de le penser pendant encore quelques mois. Les observations réalisées par d’autres astronomes, suite au signalement effectué par Herschel, ne laissèrent toutefois pas de place au doute. Elles montraient en effet que l’objet détecté par Herschel se déplaçait sur une orbite de faible excentricité, ce qui n’est pas le cas des comètes. En 1783, Uranus fut ainsi définitivement admise parmi les planètes du Système solaire, même si le consensus sur son nom fut beaucoup plus lent à établir [6]. À noter que, selon certains travaux historiques, Uranus pourrait avoir été observée dès l’Antiquité, en 128 av. J.-C., par l’astronome grec Hipparque, qui l’aurait prise pour une étoile fixe.

Urbain Le Verrier et un extrait des calculs de perturbation gravitationnelle qui lui permirent de déterminer la position de Neptune.
(© Observatoire de Paris)

Les astronomes se sont toutefois vite aperçus qu’Uranus ne se comportait pas tout à fait comme prévu. Son orbite est irrégulière, c’est-à-dire qu’elle s’écarte de la trajectoire prédite par les calculs basés sur la théorie de la gravitation universelle et tenant compte des planètes connues. Pour expliquer ces anomalies, les astronomes firent alors l’hypothèse qu’une autre planète devait être présente au-delà d’Uranus, et que cette planète inconnue exercerait une très légère attraction sur Uranus. Plusieurs astronomes se lancèrent alors dans des calculs visant à prédire la position de cette éventuelle huitième planète, histoire riche en rebondissements que nous ne détaillerons pas ici. Rappelons simplement que cette recherche fit l’objet d’une âpre controverse entre les astronomes français et anglais. Ces efforts furent néanmoins couronnés de succès puisque, sur la base des calculs d’Urbain Le Verrier, plus tardifs mais aussi plus précis que ceux de John Adam Couch, Johann Galle découvrit Neptune en septembre 1846. Là encore, il semblerait que Neptune ait été observée bien plus tôt par plusieurs astronomes, notamment par Galilée, mais qu’elle ait été considérée comme une étoile fixe. Pour l’histoire des sciences, Neptune restera donc la première planète à avoir été découverte grâce à des calculs de perturbations gravitationnelles. Fort de son succès, Urbain Le Verrier chercha à expliquer les perturbations de l’orbite de Mercure par la présence d’une petite planète, un peu trop précocement nommée Vulcain, entre Mercure et le Soleil. Ces recherches n’aboutirent pas. Et pour cause : on sait aujourd’hui qu’une telle planète n’existe pas, et que les perturbations de l’orbite de Mercure sont une conséquence de la relativité générale, qui ne sera formulée qu’en 1915 par Albert Einstein.

Entre les découvertes d’Uranus et de Neptune, un autre corps a bien failli rejoindre le cortège planétaire du Soleil. Découvert en 1801, Cérès a, dans un premier temps, comblé les supporters de la loi de Titius-Bode, relation mathématique empirique qui permet de déterminer approximativement les distances des planètes au Soleil, mais qui n’a pas de fondement physique. Selon cette loi, une planète devait s’intercaler entre Mars et Jupiter, et c’est précisément dans cet intervalle que Cérès se situe. L’espoir que l’existence de Cérès validerait la loi de Titius-Bode fut vite déçu avec la découverte d’autres petits corps à des distances similaires, notamment Pallas (1802), Junon (1804) et Vesta (1807), découvertes qui poussèrent les astronomes à s’interroger sur le statut de ces petits objets. Dans un premier temps, ils furent considérés comme des planètes à part entière, si bien qu’un manuel d’astronomie des années 1830 pouvait compter jusqu’à 11 planètes dans le Système solaire. Mais vers le milieu du xixe siècle, les discussions aboutirent à la conclusion que ces objets, parfois appelés planètes télescopiques, étaient trop nombreux (plus d’une douzaine en 1850) pour que l’on puisse raisonnablement les faire entrer dans la catégorie des planètes. En revanche, cela a conduit les astronomes à définir une nouvelle catégorie d’objets, les astéroïdes, dont Cérès est le représentant le plus gros. Notons au passage qu’étymologiquement, ce terme, forgé par William Herschel, signifie « qui a l’aspect d’une étoile ». Il reflète ainsi la volonté de distinguer clairement ces nouveaux objets des planètes. Aujourd’hui, on estime le nombre d’astéroïdes de plus d’un kilomètre entre 700 000 et 1 700 000, l’immense majorité d’entre eux orbitant à des distances comprises entre 2,1 et 3,3 unités astronomiques (ua).

Le cas de Pluton et de la ceinture d’Edgeworth-Kuiper

La présence de Neptune n’a pas permis d’expliquer complètement les perturbations de l’orbite d’Uranus (des calculs plus récents semblent toutefois indiquer que si). Pire, on s’est aperçu que l’orbite de Neptune est elle-même perturbée. Comme dans le cas d’Uranus, la conclusion qui s’est imposée aux astronomes était qu’il devait exister une (ou plusieurs) planète(s) au-delà de Neptune. Camille Flammarion, par exemple, postula l’existence de deux planètes transneptuniennes, qu’il situait à des distances de 100 et 300 ua. Mais c’est surtout l’astronome et mathématicien américain Percival Lowell qui s’illustra dans cette nouvelle quête. En utilisant la méthode développée par Le Verrier, Lowell prédit la présence d’une 9e planète à une distance de 47,5 ua du Soleil. À partir de 1905, l’observatoire de Flagstaff (Arizona), qu’il fit construire en 1894 pour étudier la surface de Mars, fut en partie employé à la recherche d’une 9e planète. Les efforts de Percival Lowell ne furent pas récompensés. Après sa mort, en 1916, il fallut même quelques années avant que les recherches reprennent. Celles-ci aboutirent cependant à la découverte de Pluton par Clyde Tombaugh, en 1930. Pluton se situe à environ 40 ua du Soleil mais, par rapport aux autres planètes, son orbite est très excentrique (e = 0,250), si bien que son périhélie et son aphélie (ses distances d’approche minimale et maximale au Soleil) sont de 29,6 et 49,3 ua. En fait, sa trajectoire croise celle de Neptune, planète avec laquelle elle est en résonance 3:2, c’est-à-dire que Neptune accomplit trois orbites pendant que Pluton en parcourt deux. Autre particularité, l’orbite de Pluton est très inclinée par rapport au plan de l’écliptique (i = 17,1°). Enfin, si les premières estimations de la taille de Pluton laissaient entrevoir une planète un peu plus petite que la Terre, les mesures d’occultations stellaires réalisées vers la fin des années 1970 ont drastiquement revu cette estimation à la baisse, avec un rayon de seulement 1 200 km (très proche de la valeur mesurée avec la sonde spatiale New Horizons, 1 188 km). À la même époque, les astronomes découvrent que Pluton possède un satellite, Charon [7], ce qui permit de déterminer sa masse, tout juste 2 millièmes de celle de la Terre. Au fil des années, Pluton est donc apparu comme un objet peu massif, petit et se déplaçant sur une trajectoire inhabituelle pour une planète. De quoi se poser des questions.

Les plaques photographiques prises par Clyde Tombaugh ayant permis la découverte de Pluton (à la pointe de la flèche) en 1930.
(© Lowell Observatory Archives)

Mais c’est au début des années 1990 que, suite à un bis repetita dont l’histoire des sciences a le secret, les affaires se gâtèrent vraiment pour Pluton. En 1992, deux astronomes américains, David Jewitt et Janet Luu, détectèrent un petit objet, 1992QB1 (renommé par la suite Albion), autour de 45 ua, donc proche de l’orbite de Pluton. Dans les mois et les années qui suivirent, plusieurs autres objets furent observés à des distances comparables. Certains de ses objets, avec des rayons de plusieurs centaines de kilomètres, sont même assez imposants. Mieux, en 2005, Mike Brown découvrit Éris, dont la taille (1 160 km de rayon) est quasiment égale à celle de Pluton, et que certains considérèrent brièvement comme la dixième planète du Système solaire [8]. Voilà qui rappelle les circonstances dans lesquelles Cérès puis la ceinture d’astéroïdes furent découverts, avec, certes, un temps de latence beaucoup plus long. À la vérité, les astronomes soupçonnaient déjà depuis quelques décennies la présence de nombreux petits corps dans cette partie du Système solaire, aujourd’hui connue sous le nom de ceinture d’Edgeworth-Kuiper, qui s’étend entre 30 et 50 ua [9]. Dès les années 1940, Kenneth Edgeworth avait en effet émis l’hypothèse que le matériau formé au-delà de Neptune, trop espacé et en trop petite quantité, n’avait pas pu se rassembler pour former une planète, et qu’il devait donc subsister à ces distances un disque de petits corps très primitifs. Un peu plus tard, Gerard Kuiper suggéra que la plupart des objets de ce disque primitif avaient été dispersés et éjectés plus loin dans le Système solaire sous l’effet de perturbations gravitationnelles exercées par Pluton, que l’on pensait beaucoup plus massif à l’époque. La détection de petits objets dans l’environnement de Pluton est venue confirmer l’hypothèse de Kenneth Edgeworth et invalider celle de Gerard Kuiper.

Assez logiquement, la présence de ces petits objets amena aussi l’UAI à se réunir pour élaborer une définition aussi précise que possible de ce qu’est une planète. Le troisième critère de cette définition, que l’on a rappelé au début de cet article, exclut de facto Pluton de la catégorie des planètes. Depuis 2006, on ne compte ainsi plus que 8 planètes dans le Système solaire. En guise de lot de consolation, l’UAI a créé la catégorie des planètes naines dans laquelle Cérès et trois objets de la ceinture d’Edgeworth-Kuiper (Éris, Hauméa et Makémaké) sont venus rejoindre Pluton. Pluton a par ailleurs fait l’objet d’une mission spatiale dédiée, New Horizons, mission conçue alors que Pluton était encore rangé parmi les planètes et lancée l’année même de son déclassement. Et comme pour faire un pied de nez aux scientifiques qui l’ont rétrogradé, Pluton s’est révélé être un monde incroyablement riche d’un point de vue géologique.

Orbites de 6 objets détachés de la ceinture d’Edgeworth-Kuiper. Les fortes inclinaisons de ces orbites (cartouche en haut à gauche) et la concentration des périhélies dans un secteur restreint du Système solaire pourraient être le résultat de perturbations gravitationnelles exercées par une neuvième planète située au-delà de la ceinture de Kuiper. L’orbite possible d’une hypothétique neuvième planète est indiquée en rouge. Le cartouche en haut à droite fait un zoom sur le Système solaire externe.(© F. Deschamps)

Une neuvième planète, en fin de compte ?

La mise en évidence de la ceinture d’Edgeworth-Kuiper a eu une autre conséquence. Parmi les objets la peuplant se trouvent les objets détachés, ou épars, ainsi dénommés car ils circulent sur des orbites très excentriques dont les périhélies se situent à plus de 35 ua et les aphélies peuvent largement dépasser 100 ua. Cela les amène bien au-delà de la limite externe de la ceinture de Kuiper classique, fixée à 50 ua. Autre particularité, les orbites de ces objets sont, comme celle de Pluton, très inclinées par rapport au plan de l’écliptique. L’objet épars le plus connu est sans doute Sedna, dont le diamètre atteint quasiment 1 000 km, et dont le périhélie et l’aphélie se situent respectivement à 76 et 937 ua. Les astronomes se sont rendu compte que les orbites de certains objets épars, dont Sedna, étaient confinées dans un secteur du ciel relativement restreint. Plus précisément, c’est l’argument du périhélie (c’est-à-dire l’angle entre les directions du nœud ascendant et du périhélie) de ces orbites qui se concentre autour d’une valeur particulière, configuration qui a peu de chance d’être le simple fruit du hasard. En revanche, cette configuration pourrait résulter de perturbations gravitationnelles induites par un objet relativement massif orbitant au-delà de la ceinture d’Edgeworth-Kuiper. Autrement dit, une neuvième planète très lointaine. Selon certains calculs, cette neuvième planète, si elle existe, pourrait avoir une masse de 5 à 15 masses terrestres, et se déplacerait sur une orbite de demi-grand axe compris entre 400 et 800 ua.

La présence d’un objet de cette taille aussi loin du Soleil pose toutefois une autre question : à cette distance, la quantité de matériau disponible pour fabriquer une planète est limitée, et il est peu probable qu’une grosse planète puisse s’y former. Mais selon certains astronomes, il est possible qu’une telle planète se soit formée plus près du Soleil, en deçà de la ceinture d’Edgeworth-Kuiper, avant d’être éjectée sur son orbite actuelle par des perturbations gravitationnelles induites par la migration de Neptune et d’Uranus vers l’extérieur du Système solaire. Quoi qu’il en soit, depuis quelques années, plusieurs équipes d’astronomes se sont lancées à la recherche d’une éventuelle neuvième planète. La tâche n’est pas simple, mais elle n’est pas hors de portée des instruments actuels, notamment du télescope Subaru installé sur l’île de Mauna Kea (Hawaï) et, dans le domaine infrarouge, du satellite WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer).

Le Système solaire et au-delà

Au fil du temps, l’image que l’on s’est faite du Système solaire, notre connaissance de sa formation, de sa structure, des objets qui le peuplent et de la nature de ces objets, ont beaucoup évolué. Par conséquent, le nombre de planètes connues a, lui aussi, changé. À ce jour, et selon les critères définis en 2006 par l’Union astronomique internationale, 8 planètes ont été détectées dans le Système solaire. Mais la possibilité qu’une neuvième planète soit présente bien au-delà de la ceinture d’Edgeworth-Kuiper est bien réelle.

Pour conclure, comment ne pas évoquer une aventure scientifique qui a débuté il y a à peine un quart de siècle, et qui ne fait sans doute que commencer : la détection de systèmes planétaires autour d’autres étoiles. Comme nous l’avons dit, plus de 5 000 exoplanètes ont été détectées jusqu’à présent. Elles orbitent autour de près de 4 000 étoiles, et 800 d’entre elles possèdent deux planètes ou plus. Pour l’instant, le record est détenu par Kepler-90, une étoile un peu plus massive que le Soleil, avec… 8 planètes, dont 2 géantes gazeuses. Kepler-90 pourrait être détrônée par t Ceti, une proche voisine située à seulement 12 années-lumière de nous, légèrement moins massive que le Soleil, et qui, selon certaines études, abriterait 9 ou 10 planètes, ainsi qu’un disque de débris analogue à la ceinture d’Edgeworth-Kuiper. Toutefois, dans ces deux systèmes, et mis à part le disque de débris de t Ceti, les cortèges planétaires sont confinés dans des espaces relativement réduits, de l’ordre de 1 à 2 ua. Pour le moment, notre Système solaire, avec sa configuration de 8 planètes s’échelonnant entre 0,4 et 30 ua, semble unique. L’avenir nous dira sans doute s’il s’agit là d’un biais observationnel ou si le Système solaire est réellement un cas singulier, ou pour le moins très rare.

par  Frédéric Deschamps, IESAS, Taipei, Taïwan

Publié dans le numéro de l’Astronomie n°184

1. Selon certaines études, une lacune pourrait exister autour de 25 masses de Jupiter. Toutefois, d’autres contraintes observationnelles demeurent, y compris l’incertitude sur les mesures, ce qui complique la définition d’une masse limite. Lire à ce sujet Schneider J. et al., « Defining and cataloging exoplanets: the exoplanets.eu database », Astronomy & Astrophysics, 532, A79, 2011, doi: 10.1051/0004-6361/201116713.
2. Voir à ce sujet l’article de Núria Miret-Roig dans le numéro 167 (janvier 2023) de l’Astronomie.
3. Par exemple, Thor, le dieu nordique du tonnerre équivalent de Zeus, a donné « Thursday », et Tiw, dieu germanique de la guerre, est à l’origine de « Tuesday ».
4. On trouvera plus de détails sur l’observation des planètes par les astronomes chinois dans le livre de Jean-Marc Bonnet-Bidaud 4 000 ans d’astronomie chinoise paru aux éditions Belin.
5. « Presque », car, comme le rappelle le Petit Prince, « la Terre n’est pas une planète ordinaire ». C’est notre planète.
6. Il faudra en effet attendre plus de 60 ans… Précisons que dans la mythologie romaine (grecque), Uranus (Ouranos) est le père de Saturne (Cronos) et donc le grand-père de Jupiter (Zeus).
7. Quatre autres satellites, Hydre, Nix, Kerbéros et Styx, beaucoup plus petits, seront découverts par la suite.
8. À noter qu’Éris se déplace sur une orbite très excentrique (e = 0,436) dont le périhélie (38,3 ua) se situe dans la ceinture d’Edgeworth-Kuiper, mais dont l’aphélie se trouve bien au-delà (97,5 ua), ce qui en fait un objet épars.
9. La découverte de la ceinture d’Edgeworth-Kuiper et le déclassement de Pluton sont racontés, de façon très personnelle, dans le livre de Mike Brown, How I killed Pluto, and why it had it coming (Comment j’ai tué Pluton et pourquoi il l’a mérité).

La naissance et l’évolution des étoiles

par Sylvain Bouley | Juil 26, 2024 | Zoom Sur

De grands progrès ont été faits depuis une quinzaine d’années dans la compréhension de la formation des étoiles, surtout de celles de faible masse. Ils sont résumés dans cet article, qui décrit aussi l’évolution ultérieure de ces étoiles.

Les étoiles résultent de l’effondrement, sous l’effet de leur propre gravité, de nuages de gaz et de poussières interstellaires. Cela pose plusieurs questions : où cet effondrement se produit-il ? Est-il spontané ou déclenché par une cause extérieure, et laquelle ? Comment se passe-t-il ? Comment est-il affecté par des facteurs physiques comme les mouvements dans le nuage initial et le champ magnétique qu’il contient ? Quelles sont les étapes qui conduisent à l’étoile « adulte » ? C’est à ces questions que nous allons tenter de répondre.

Où les étoiles se forment-elles ?

L’observation montre que les nuages interstellaires les plus froids sont le siège de la formation d’étoiles de faible masse (inférieure à quelques masses solaires), que l’on observe d’abord en infrarouge lorsqu’elles sont encore à l’intérieur du nuage, puis qui apparaissent en lumière visible lorsque celui-ci se dissipe. Les nuages géants, comme celui qui se trouve derrière la nébuleuse d’Orion, sont plus chauds et forment des étoiles de toutes masses. On peut y observer les étoiles en formation les plus massives, encore immergées dans leur nuage parent, comme des sources infrarouges très brillantes : un exemple est l’objet de Becklin-Neugebauer (du nom de ses découvreurs en 1967), qui est l’astre le plus lumineux du ciel après le Soleil dans l’infrarouge moyen ; c’est une étoile en formation, une protoétoile, d’environ 15 masses solaires. Ces proto-étoiles massives se manifestent également par des phénomènes secondaires, dont les plus remarquables sont les émissions radio très intenses des molécules OH à 18 cm de longueur d’onde et H2O à 1,35 cm.

1. Matière interstellaire et formation d’étoiles dans deux champs (Aquila-Serpens à gauche et près de l’étoile Polaire à droite). La distribution de la matière interstellaire (ici surtout de l’hydrogène moléculaire H2) a été obtenue à partir d’observations dans l’infrarouge lointain de l’émission de la poussière qu’elle contient également, par le satellite Herschel. Le contraste a été artificiellement augmenté dans ces images pour bien faire apparaître les filaments. Les étoiles en formation sont indiquées par des cercles verts, et les condensations qui vont bientôt former des étoiles par des triangles bleus. L’échelle de couleur au-dessus des images donne le nombre de molécules d’hydrogène dans une colonne de 1 cm2 de section. Comme les filaments ont un diamètre assez constant, de l’ordre de 10 000 années-lumière, on peut estimer leur masse par unité de longueur, et on constate que la formation d’étoiles dans Aquila-Serpens est possible là où cette quantité est supérieure à une certaine valeur critique. Cette valeur n’est pas atteinte dans la région de la Polaire, où les étoiles ne peuvent donc pas se former. (D’après André P. et al., Astronomy & Astrophysics 518, 2010, L102)

Regardons de plus près ces nuages interstellaires. Ce ne sont pas en général des structures plus ou moins sphériques : ceux où ne se forment que des étoiles de petite masse sont plutôt des filaments irréguliers. La figure 1 en montre deux exemples et la figure 2 est une vue plus détaillée de la formation d’étoiles dans une partie du champ de la figure 1. La théorie, bien vérifiée par l’observation, montre que l’effondrement sur elles-mêmes de portions de ces filaments pour former des étoiles devient possible lorsque leur masse par unité de longueur du filament est supérieure à une valeur critique, telle que la gravité devient supérieure à la force de pression qui maintenait le filament à l’équilibre. Cette valeur critique est estimée à Mcrit = 2Gcs2, où G est la constante de la gravitation et cs la vitesse du son dans le gaz du filament, laquelle dépend de sa température. Celle-ci est de l’ordre de 10 K (degrés absolus), et on trouve que la masse critique par année-lumière de longueur est de l’ordre de 4 masses solaires.

2. Formation d’étoiles dans le filament central de la figure 1 de gauche (voir p. 33). Ci-contre, à gauche, la distribution de la matière interstellaire est obtenue par la mesure avec le satellite Herschel de l’émission de la poussière dans l’infrarouge lointain, à 350 micromètres. Les cercles verts sont des protoétoiles certaines, les cercles bleus des protoétoiles candidates et les croix rouges des étoiles très jeunes. Tous ces objets ne sont visibles que dans l’infrarouge. À droite, les flèches indiquent les mouvements de matière observés par l’effet Doppler-Fizeau sur des raies moléculaires en ondes radio ; les lignes de force du champ magnétique sont marquées en traits pointillés. (D’après Bontemps S. et al., Astronomy & Astrophysics 518, 2010, L85 et Nakamura F. et al., Astrophysical Journal 737:56, 2011)

Le champ magnétique joue-t-il un rôle dans ce processus ? On peut aujourd’hui tracer le champ magnétique dans le milieu interstellaire, grâce à une propriété de très petits grains de poussière interstellaire magnétiques ou paramagnétiques : ils se comportent comme de minuscules aimants, qui tournent comme des toupies autour des lignes de force du champ magnétique et émettent dans l’infrarouge lointain un rayonnement thermique, partiellement polarisé perpendiculairement à la direction du champ magnétique. En observant cette polarisation (et les satellites Planck et Herschel étaient équipés pour cela), on obtient donc la direction du champ magnétique. La figure 3 en montre un exemple. On constate que le champ magnétique est plutôt perpendiculaire aux filaments lorsque ceux-ci sont assez denses, ce qui favorise l’écoulement de la matière interstellaire (laquelle est toujours partiellement ionisée et donc conductrice de l’électricité) le long des lignes de force du champ : cela alimente les filaments, comme on peut le voir figure 2 à droite. Cependant, le champ magnétique ne semble pas affecter beaucoup l’effondrement lui-même qui conduit à la formation des étoiles, car les observations sont en bon accord avec la théorie où on ne le fait pas intervenir.

3. Le champ magnétique dans la région du Taureau, observé par le satellite Planck. Les coordonnées sont la longitude galactique l et la latitude galactique b. Les couleurs représentent la densité de colonne de la matière interstellaire, obtenue à partir de l’observation de l’émission de la poussière en ondes submillimétriques. La « draperie » superposée montre l’orientation du champ magnétique. On constate qu’aux faibles densités, le champ magnétique est plutôt aligné avec les structures, tandis que dans les filaments plus denses, il est plutôt perpendiculaire aux filaments, ce qui favorise la chute de matière sur ces filaments. (D’après Planck Collaboration, Astronomy & Astrophysics 586, A138, 2016)

Alors que la formation des étoiles de petite masse qui vient d’être décrite a surtout lieu dans les filaments interstellaires et est spontanée, celle des étoiles de grande masse, qui est toujours accompagnée de formation d’étoiles moins massives, se produit dans de grands nuages plus chauds et semble généralement nécessiter une action extérieure. On a cité plus haut le cas du nuage situé à l’arrière de la nébuleuse d’Orion, chauffé par le rayonnement des étoiles O, jeunes et massives, du Trapèze, et où se forment des étoiles de toutes masses. Un autre exemple est celui d’un nuage associé à la nébuleuse de la Rosette (fig. 4). L’augmentation de pression qui résulte de l’ionisation et des vents produits par les étoiles chaudes, ou de l’onde de choc qui borde le reste en expansion des supernovæ, ou même à plus grande échelle le passage d’un bras de spirale, pendant lequel le gaz est comprimé, sont les déclencheurs de l’effondrement des parties les plus denses du milieu interstellaire.

4. Formation contagieuse d’étoiles dans la nébuleuse de la Rosette (NGC 2244), observée avec le satellite Herschel.
À gauche, image en infrarouge lointain de l’émission des poussières interstellaires à 70 mm (bleu), 160 mm (vert) et 500 mm (rouge), superposée à une image visible en noir et blanc. À droite, image du même champ à 250 mm montrant les zones de formation stellaire, où des concentrations de matière de 20 à 160 masses solaires sont visibles comme des points brillants. C’est là que se formeront les étoiles. Les étoiles O qui ionisent la nébuleuse sont indiquées au- dessus. (D’après Schneider N. et al., Astronomy & Astrophysics 518, L83, 2010)

L’effondrement du nuage initial

Les condensations dans le gaz interstellaire peuvent s’effondrer spontanément sous l’effet de leur propre gravité lorsque leur masse est supérieure à une certaine quantité, nommée masse de Jeans, du nom de l’astronome anglais James Jeans (1877-1946), qui a le premier étudié ce problème : par exemple, dans un nuage moléculaire à la température de 10 K avec une densité de 5 000 molécules d’hydrogène par centimètre cube, la masse de Jeans est de l’ordre d’une dizaine de masses solaires. Mais, comme nous venons de le voir, une augmentation de la pression extérieure peut favoriser cet effondrement. Le nuage peut aussi se fragmenter, si bien que dans ce cas l’étoile finale n’a pas la masse de Jeans. Ces phénomènes ne sont pas très bien compris, car la présence de turbulence ou d’un champ magnétique vient compliquer la situation. Une fois l’instabilité déclenchée, tout se passe rapidement… à l’échelle astronomique : par exemple, le nuage que nous venons d’évoquer s’effondrerait complètement en 400 000 ans, si deux phénomènes ne venaient pas ralentir et même arrêter la chute.

Tout d’abord, la contraction produit une augmentation de pression qui chauffe le gaz dont est constitué le nuage. Au début, la chaleur peut être évacuée par rayonnement, mais cela ne dure guère, car ce rayonnement a de plus en plus de mal à sortir : le nuage devient vite complètement opaque dans le visible et même dans l’infrarouge proche et moyen. Ensuite, même l’émission des raies moléculaires radio, en particulier celles de la molécule CO, et dans l’infrarouge lointain l’émission de la poussière qui accompagne le gaz ne peuvent plus guère sortir du nuage. Celui-ci est donc de plus en plus chaud : la pression augmente et stoppe l’effondrement de la partie centrale du nuage, le cœur. Celui-ci continue cependant à croître grâce à la chute de la matière qui l’entoure. Si la masse du cœur ainsi alimenté est suffisante, plus de 0,08 fois celle du Soleil, les réactions nucléaires peuvent s’amorcer : une étoile est née. Si elle est plus petite, on a affaire à une étoile avortée, une naine brune. Il apparaît cependant que les fragments opaques ne peuvent aboutir à une étoile, qu’elle soit normale ou avortée, que si leur masse est supérieure à 0,007 masse solaire, soit 7 fois la masse de Jupiter : sinon, ils finissent par se disperser. Ainsi, les planètes ne peuvent généralement pas être formées par l’effondrement d’un nuage interstellaire, sauf peut-être les plus grosses d’entre elles (la distinction entre très grosses planètes et naines brunes n’est d’ailleurs pas claire).

5. Un disque protostellaire et un jet bipolaire observés dans la région d’Orion avec le télescope spatial Hubble. Du disque, on ne voit que les surfaces éclairées par les étoiles de la région, ses parties internes étant très opaques. Les dimensions de l’image correspondent à 900 × 900 années-lumière. (Nasa et dessin de l’auteur)

Un autre phénomène, que nous avons négligé jusqu’ici mais qui affecte profondément l’effondrement, est la rotation du nuage qui s’effondre : cette rotation, qui paraît être presque toujours présente en raison des mouvements dans le nuage initial et surtout de sa turbulence, produit une force centrifuge qui s’oppose à la contraction sauf le long de l’axe de rotation, et l’objet s’aplatit donc en s’effondrant. S’il tourne trop vite, il peut se scinder et former une étoile double, par un mécanisme dont les détails ne sont pas encore très bien compris. S’il ne tourne pas trop vite, un disque en rotation se forme autour du cœur. C’est sur ce disque que tombe la matière environnante, tandis que la chute de matière sur le cœur, qui fait grossir la proto-étoile, se fait principalement à partir de l’intérieur du disque. Cependant, cette chute est entravée par la force centrifuge dans le disque en rotation, qui s’oppose à la progression de la matière vers l’intérieur. Il faut donc évacuer de l’intérieur du disque, au moins en partie, le moment cinétique de rotation. C’est bien ce qui s’est passé lors de la formation du Système solaire, où l’essentiel du moment cinétique se trouve dans la révolution des planètes tandis que le Soleil ne tourne que lentement sur lui-même.

6. Capture de matière du disque par la protoétoile et formation du jet. Le champ magnétique de la protoétoile canalise la matière du disque capturée, qui forme un choc en tombant sur l’objet. Une partie de la matière est expulsée sous la forme d’un jet tournant, qui entraîne avec lui une partie du moment cinétique. Cela diminue donc la vitesse de rotation des parties internes du disque, ce qui permet à la matière de tomber sur la protoétoile, la force centrifuge étant fortement réduite. (Adapté de Hartmann et al., Annual Review of Astronomy & Astrophysics, 54, 135, 2016)

L’observation montre que ce moment cinétique est principalement emporté, avec une partie de la matière, par un jet émis de chaque côté du disque, jet qui est en rotation rapide sur lui-même. De tels jets bipolaires (fig. 5) sont si fréquemment observés qu’ils paraissent être la règle. La théorie montre qu’un champ magnétique est nécessaire pour engendrer le jet (fig. 6). Le jet bipolaire entraîne avec lui une partie du nuage moléculaire résiduel, ce qui ralentit sa propre rotation.

Les jets bipolaires sont quelquefois observables dans le visible, quand l’extinction par ce qui reste du nuage initial n’est pas trop forte. On les observe plus facilement dans l’infrarouge et en ondes radio, où l’extinction ne gêne pas, par l’émission de la poussière et des molécules qu’ils contiennent. À leur extrémité, on voit les régions où la matière avoisinante est comprimée par l’arrivée du jet, formant un choc qui excite le rayonnement de petits objets, les objets de Herbig-Haro, du nom de leurs découvreurs (fig. 7).

7. Un jet bipolaire observé par le télescope spatial Hubble, se terminant à ses extrémités par les objets de Herbig-Haro HH 46, à gauche, et HH 47, à droite. Le jet est déformé par son interaction avec le milieu interstellaire environnant. La longueur de la barre verticale correspond à 1 000 unités astronomiques. L’étoile centrale, à peine visible mais très brillante dans l’infrarouge, est la protoétoile qui a émis le jet, affectée par l’extinction. (Nasa)

Les différentes étapes de la formation des étoiles

Les étapes de l’évolution de la protoétoile vers l’étoile finale sont aujourd’hui bien connues, au moins pour les étoiles de masse faible ou moyenne, sous la forme de quatre classes illustrées par la figure 8.

La classe 0 correspond au stade où la protoétoile est généralement inobservable dans le visible et même dans l’infrarouge proche et moyen, car elle est cachée par la matière qui s’effondre, qui est très opaque : on ne détecte en général que le rayonnement de la poussière de cette matière, qui émet en ondes submillimétriques et millimétriques. C’est à ce stade que la proto-étoile acquiert l’essentiel de sa masse, et qu’un jet bipolaire se forme. La capture de matière par la protoétoile paraît très fluctuante au cours du temps ; les épisodes où elle est très intense correspondent à des objets qui peuvent être temporairement très lumineux, même dans le visible. On les nomme FU Orionis, du nom de leur prototype dont la magnitude a augmenté de 16,5 à 9,6 en 1937 ; elle s’affaiblit lentement depuis.

8. L’évolution d’une protoétoile depuis l’effondrement initial jusqu’à l’étoile complètement constituée est décrite sous la forme de quatre classes. L’échelle de temps correspond à une étoile de masse approximativement solaire. (D’après Philippe André)

La classe 1 correspond à des objets beaucoup plus lumineux en moyenne que ceux de la classe 0. Ils émettent dans tout l’infrarouge. Le nuage primordial est en voie de disparition, révélant la protoétoile et son disque circumstellaire. La chute de matière a beaucoup diminué, ainsi que le jet bipolaire.

Dans la classe 2, l’étoile est complètement formée, avec un rayon initial 10 fois plus grand que celui de l’étoile finale et en conséquence une luminosité plus élevée. Elle se contracte progressivement ; la température centrale augmente et les réactions nucléaires s’y amorcent par la fusion du deutérium à 1 million de degrés, puis du lithium à une température un peu plus élevée. La température de surface varie peu, et la luminosité diminue. Le disque circumstellaire est encore important, mais le jet a disparu. Ce stade correspond aux étoiles dites T Tauri, du nom de leur prototype. Elles sont très variables, et leur spectre montre de fortes raies d’émission, produites par le gaz du disque excité par le rayonnement de l’étoile.

La classe 3 correspond à une étoile qui a presque atteint son rayon final. Sa température de surface croît, et son cœur atteint trois millions de degrés, ce qui va permettre la fusion de l’hydrogène. Elle parvient alors sur la séquence principale, où elle passera l’essentiel de sa vie. Son rayonnement a chassé le gaz des parties centrales du disque, où ne subsistent que des débris solides et où se formeront les planètes rocheuses comme Mercure, Vénus, la Terre et Mars, tandis que les planètes gazeuses comme Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune se formeront plus loin, là où il reste du gaz… Mais cela est une autre histoire que nous ne détaillerons pas ici (voir l’Astronomie, juillet-août 2018, p. 28-35).

par James Lequeux, Observatoire de Paris-PSL

Publié dans le numéro de l’Astronomie n°181

Pour en savoir plus

Lequeux J. Naissance, évolution et mort des étoiles, EDP Sciences, Les Ulis, 2011.

Que nous apprend l’observation du Soleil calme ?

par Sylvain Bouley | Avr 11, 2024 | Zoom Sur

L’activité solaire passe d’une phase calme à une phase active, et ainsi de suite, et ce cycle dure environ onze ans. Les événements les plus spectaculaires ont généralement lieu autour du maximum d’activité solaire. L’observation du Soleil lors de sa période calme – comme actuellement – apporte cependant des informations cruciales sur les propriétés de notre étoile.

Par sa proximité, le Soleil nous permet d’étudier en détail les processus magnétiques et dynamiques sur des échelles spatiales et temporelles impossibles à reproduire en laboratoire. Le Soleil possède un cycle d’activité de 11 ans (voir l’Astronomie no 143, novembre 2020, p. 18), caractérisé par une alternance de périodes calmes (sans structure remarquable) et de périodes actives avec le développement de régions magnétiques telles que les taches*, les facules* et les filaments* (fig. 1). Les minima solaires sont plus ou moins marqués et plus ou moins longs (quelques années). La descente vers le minimum est douce (7 ans), tandis que la remontée est plus rapide (4 ans). Le dernier minimum date de fin 2019-début 2020 ; le prochain maximum est attendu autour de 2024-2025. Les minima favorisent l’observation du Soleil calme, c’est-à-dire des zones non perturbées par la présence de régions actives et de filaments ; le champ magnétique général du Soleil ressemble alors à celui d’un aimant. Ces périodes sont propices à l’observation des phénomènes qui couvrent globalement la surface, comme la granulation*, le réseau magnétique* associé à la supergranulation*, ou encore les micro-boucles et micro-éruptions identifiées récemment par la sonde Solar Orbiter (voir l’Astronomie no 142, octobre 2020, p. 18). Nous allons ici présenter un « focus » sur les différentes échelles du Soleil calme et sur le réseau magnétique.

1. structure du soleil (échelle non respectée). on observe la photosphère du soleil et les couches plus externes, mais l’intérieur de l’étoile ne peut être observé directement (© OP)

La granulation

La granulation (initialement appelée « grains de riz » par les premiers observateurs, fig. 2) est une structure qui constitue la signature de la zone convective sous-jacente du Soleil, inaccessible à l’observation (fig. 1). La granulation est uniformément répartie sur la photosphère, la surface visible (une fine couche de 500 km d’épaisseur en regard des 696 000 km du rayon de l’étoile). Il s’agit de petites cellules convectives, d’une taille moyenne de 1 000 km (la France), à l’intérieur desquelles la matière monte à la vitesse de 0,5 km/s à 1 km/s, modulée par des oscillations de cinq minutes. Les bords des cellules sont plus sombres, car plus froids (température de 5 500 K au lieu de 5 800 K), la matière y descend ; on appelle ces espaces « intergranules ». Il y a environ 10 millions de granules sur la surface du Soleil. Elle est donc en perpétuel renouvellement, puisque la durée de vie de chaque granule est seulement de 10 minutes. Cette évolution se révèle au télescope (si son pouvoir séparateur est meilleur que 1 seconde d’arc ou 730 km) sous la forme d’un « bouillonnement » lent et permanent. Un granule qui disparaît est remplacé par un autre ; certains explosent et se fragmentent en plusieurs granules.

La granulation apparaît dans le rayonnement continu visible, de manière plus contrastée vers le bleu du spectre. Elle s’évanouit dans les cœurs de raies, qui sont formés au-dessus, dans la haute photosphère ou la chromosphère.

La granulation semble évoluer légèrement avec le cycle solaire. En effet, les granules, dont la surface varie de 2 %, montrent une variation inverse de leur nombre. Cette double variation engendre peut-être une fluctuation de luminosité résiduelle, mais elle est indécelable car négligeable devant la variation d’irradiance* produite au cours du cycle par le jeu des taches et des facules.

2. Granulation vue par le télescope spatial Hinode (instrument sot/BFi) dans la bande de la molécule Cn (388 nm). La taille du champ est de 84 000 km× 44 000 km (le cercle rouge a la taille de la terre). Des points brillants apparaissent dans les espaces sombres intergranulaires : ce sont des tubes magnétiques* intenses, mais non résolus. (Hinode/JAXA/NASA/ESA)

3. Granulation et pore* dessinés par le père Angelo secchi, 1875.

4. L’une des premières observations photographiques de la granulation (1885) par Janssen à meudon. (OP)

Premières observations de la granulation

Le père Angelo Secchi (1818-1878), dans son ouvrage Le Soleil, paru en 1875, publie un dessin de la granulation (fig. 3) faisant référence aux observations antérieures de James Nasmyth (1861). Cependant, la granulation aurait été remarquée à la même époque par d’autres astronomes et même aperçue dès 1769 lors d’un transit de Vénus observé par des Mexicains. L’une des premières collections photographiques de la granulation (fig. 4) remonte à la fondation de l’observatoire de Meudon (1876), lorsque Jules Janssen (1824-1907) organise le service d’imagerie de la surface solaire, avant de se lancer plus tard dans la spectroscopie avec Henri Deslandres (voir l’Astronomie no 143, novembre 2020, p. 38). Au XXe siècle, la création de la lunette tourelle du Pic du Midi (1959) par Jean Rösch (1915-1999) a permis aux chercheurs français d’être en avance pendant trente ans.

5. themis à l’observatoire du teide, 2370 m d’altitude. (© J.-M. Malherbe, OP)

Comment observe-t-on la granulation au XXIe siècle ?

Dès 2006, le télescope spatial Hinode (Jaxa/Nasa) a révolutionné l’observation de la granulation grâce à son pouvoir séparateur inédit et constant de 150 km dans le violet, fournissant de très longues séquences homogènes (de 24 à 48 heures) impossibles à obtenir au sol. Auparavant, cette résolution n’avait pu être atteinte que rarement, sur de courtes durées, à la lunette tourelle du Pic du Midi, à la tour solaire de Sacramento Peak (É.-U.), au télescope suédois de 1 m à La Palma (Canaries). Le télescope de 1,60 m de l’observatoire solaire de Big Bear (É.-U.) descend à 80 km grâce à l’optique adaptative*. D’autres instruments au sol sont devenus capables d’égaler Hinode grâce à des techniques logicielles novatrices. Par exemple, le télescope Themis du CNRS à Tenerife (Canaries, fig. 5) fournit depuis 2019 de bonnes images en utilisant des algorithmes de restauration ; ceux-ci sont appliqués à des rafales acquises à 30 images/s (fig. 6) grâce à la nouvelle génération de caméras SCMOS et aux temps de pose brefs (moins de 1 milliseconde) qui figent la turbulence.

6. Granulation observée par themis en 2019 à 650 nm de longueur d’onde après restauration numérique d’une rafale de 100 images. Champ de 43000 km × 43000 km. Le cercle rouge a la taille de la terre. (Themis/Insu-CNRS)

Les simulations numériques 3D sur supercalculateurs viennent en complément ; elles sont précieuses pour comprendre les mécanismes physiques, car elles permettent de confronter les observations à la théorie. La figure 7 présente un résultat basé sur la résolution numérique des équations de la magnétohydrodynamique (MHD) qui combine l’hydrodynamique (évolution des densités de matière et des mouvements), l’électromagnétisme (champs magnétiques) et le transfert du rayonnement dans un espace à trois dimensions. On arrive aujourd’hui à reproduire correctement beaucoup d’observations, mais aussi à effectuer des prédictions que l’on teste par de nouvelles observations, qui à leur tour enrichissent les modèles. Les progrès dépendent du maillage de calcul, donc de la puissance des ordinateurs.

7. résultat de simulation numérique des mouvements et champs magnétiques du soleil calme. La matière montante (granules) est en bleu, celle qui descend (intergranules), en rouge. La simulation confirme que les champs magnétiques (en jaune) apparaissent dans les intergranules. Champ 86 000 km × 48 000 km. résolution 48 km. Le cercle vert a la taille de la terre. (R. Stein, MSU)

La supergranulation

La résolution du satellite Solar Dynamics Observatory (SDO), mis en service en 2010, est modeste (1 seconde, soit 730 km), mais ce satellite a l’avantage d’observer le disque solaire en totalité avec un pas temporel de 45 s. L’imageur magnétique héliosismique (HMI) enregistre la raie du fer neutre Fe I à 617,3 nm avec six points spectraux dans plusieurs états de polarisation, ce qui lui permet de dévoiler le réseau magnétique de la photosphère (fig. 8). Ce réseau est formé de cellules plus ou moins fermées aux frontières desquelles se concentre le champ magnétique. La taille de ces cellules est 30 fois plus grande que la granulation (30 000 km). Elles se nomment « supergranules » et sont visibles depuis longtemps sur les images du Soleil dans la raie K du calcium ionisé Ca II (spectrohéliogrammes de Meudon à 393,4 nm de longueur d’onde, voir http://bass2000.obspm.fr). Cependant, leur nature est mal comprise. La supergranulation est évolutive, sa durée de vie est d’un à deux jours ; elle change donc cent fois plus lentement que la granulation.

L’instrument HMI permet d’évaluer les mouvements horizontaux de surface. La figure 9 dévoile l’amplitude moyenne de ces mouvements intégrés pendant 6 heures. On y distingue des cellules en anneau, d’une taille de 25 000 km ; ce sont des mouvements d’expansion qui forment les supergranules associés au réseau magnétique. Ces mouvements ont pu être analysés avec plus de détails grâce aux données fournies par Hinode.

8.réseau magnétique photosphérique vu par Hmi (raie Fe i à 617,3 nm) grand champ de 900 000 km × 440 000 km (polarités magnétiques nord et sud en jaune et vert). Le cercle rouge au centre fait 30 000 km de diamètre, taille typique des cellules du réseau. (SDO/Nasa)

9. ensemble de supergranules (petites structures annulaires) détectés sur la surface solaire par analyse des flots horizontaux. Le grand anneau central est lié à la présence d’une tache qui entrave les mouvements. (SDO/Nasa et OMP)

Granules explosifs, familles et formation du réseau magnétique

On a compris à l’aide des observations Hinode et des simulations numériques que les granules n’évoluent pas indépendamment de leurs proches voisins, mais se groupent en ensembles appelés « familles » de granules (fig. 10) formant une échelle intermédiaire appelée « mésogranulation », d’environ 5 000 km. Chaque famille a pour origine un granule explosif, qui éclate et se segmente en chaîne en formant d’autres granules explosifs (fig. 11). Les familles croissent en taille pour réunir au plus une centaine de granules, puis disparaissent au bout de quelques heures, laissant la place à d’autres familles. On soupçonnait l’existence de ces cellules intercalées entre granulation et supergranulation (mais non directement visibles) sans comprendre leur nature. La découverte des familles apporte une explication : la mésogranulation serait composée de granules de même origine.

10. Les granules forment des familles évolutives issues de granules qui explosent en chaîne. ici, les granules de la même famille ont la même couleur, le pas entre deux images consécutives est de 5 heures. on voit un supergranule (taille 30 000 km) évoluer en regroupant plusieurs familles. ses frontières (en blanc) sont superposées au champ magnétique (en jaune). Champ de 45 000 km de côté. (Hinode/OMP/OP)

11. Un exemple typique de granule explosif (en vert, au centre) qui naît puis donne naissance à une famille (pas entre deux images = 1 minute), détail de 10 000 km de côté. (OMP/OP)

On a constaté que les familles ont des mouvements d’expansion horizontale (fig. 12) ; ceux-ci contribuent à transporter les champs magnétiques pour former le réseau qui se concentre aux frontières des supergranules. Comme chaque supergranule est en interaction avec ses voisins, les mouvements d’expansion deviennent convergents aux frontières. On tient là un mécanisme plausible expliquant la formation du réseau magnétique, qui intriguait depuis longtemps.

12. Un supergranule typique (taille 30000km) délimité par le réseau magnétique (rouge ou bleu pour polarité sud ou nord). Les mouvements sont convergents aux frontières (flèches). Une forte vitesse d’expansion (gris clair) contribue à transporter les tubes magnétiques de l’intérieur des cellules vers les bords, formant le réseau par concentration. (Hinode/Jaxa/OMP/OP)

Les instruments de la décennie 2020-2030

L’étude de la granulation solaire, et en particulier des tubes magnétiques concentrés dans les intergranules (non résolus actuellement), est d’importance majeure pour comprendre le chauffage et la remontée en température de la couronne à deux millions de degrés. Cela nécessite des observations à très haute résolution spatiale. Jusqu’ici, les tubes magnétiques n’ont jamais été résolus spatialement tellement ils sont minces. La limite d’Hinode est de 150 km. Les meilleures images au sol ont été obtenues par le nouvel instrument de Big Bear avec 80 km de pouvoir séparateur.

13. DKist, un télescope de 4,20 m dédié à l’observation en haute résolution spatiale de la surface solaire entre 400 nm et 5 microns de longueur d’onde. il devrait aussi s’attaquer à la mesure des champs magnétiques coronaux dans l’infrarouge, impossible jusqu’alors. (NSO/Aura/NSF)

Implanté sur l’île de Maui (Hawaï, É.-U.), le DKIST – pour Daniel K. Inouye Solar Telescope –, nous fait entrer dans une nouvelle ère, celle de la très haute résolution (fig. 13). Son miroir de 4,20 m, lors de sa première lumière fin 2019, a fourni des détails jamais vus de 30 km dans le proche infrarouge (fig. 14), voire de 20 km dans le bleu. Cet énorme bond en avant, autorisé par une optique adaptative performante, est susceptible de révolutionner notre compréhension du chauffage coronal au cours de la décennie présente.

14. Granulation observée à 789 nm de longueur d’onde par le nouveau télescope américain DKist (Hawaï) en optique adaptative (première lumière). Chaque granule mesure 1 000 km. Champ 32 000 km × 17 000 km. résolution 30 km. Le cercle rouge a la taille de la terre. Les rubans et points brillants entre les granules sont des tubes de champ magnétique qui sont, pour la première fois, détaillés. (NSO/Aura/NSF)

Le projet de Télescope solaire européen (EST, http://www.est-east.eu/) est le concurrent (fig. 15) du DKIST. Bien que très avancé en ce qui concerne les études coordonnées par l’Institut d’astrophysique des Canaries, il est encore en recherche de montage financier, de sorte qu’il ne sera pas actif avant 2026 ou 2028, sur l’île de La Palma. L’enjeu de l’EST est d’extrême importance, car ce serait le premier télescope solaire construit à l’échelle européenne. Ce grand équipement est essentiel pour rester à la pointe des recherches scientifiques et technologiques en physique solaire.

Il n’existe aucun projet spatial permettant de concurrencer DKIST et EST sur le terrain de la haute résolution angulaire ; en effet, les progrès sont liés à l’augmentation de la taille des miroirs, rendant leur installation en orbite impossible, car trop coûteuse.

15. L’est (vue d’artiste) est un télescope de 4,20 m en projet dédié à l’observation en haute résolution spatiale de la surface solaire du proche ultraviolet au proche infrarouge. il devrait aussi s’attaquer à la mesure des champs magnétiques des tubes concentrés intergranulaires. (EST consortium)

Conclusion : les granules explosifs,  clef du Soleil calme ?

Les interactions entre les champs magnétiques et la matière, sur des échelles de temps et d’espace non testables en laboratoire, sont à l’œuvre sur le Soleil. Les taches constituent la manifestation la plus évidente du magnétisme. L’autre composante, moins connue mais dont l’importance physique est prépondérante (10 000 fois plus de flux magnétique !), est le réseau magnétique réparti sur l’ensemble du Soleil. Cependant, nous ne savons pas bien comment il se forme. La dynamique des familles de granules, découvertes récemment, est une piste séduisante. Elle pourrait expliquer le transport des champs magnétiques et leur concentration, constituant des structures plus grandes, les supergranules (dont l’origine est débattue depuis cinquante ans). Leur dimension moyenne (30 000 km) est encore une véritable énigme ! Ainsi, la formation des supergranules (et du réseau magnétique associé) pourrait être un phénomène dynamique « piloté » par les granules explosifs, sur lesquels les recherches sont en cours.

par Thierry ROUDIER | Irap, observatoire Midi-Pyrénées et Jean-Marie MALHERBE | Lesia, Observatoire de Paris

Publié dans le numéro Janvier 2021

Glossaire

Facule : région brillante autour d’une tache solaire, plus chaude que son environnement.

Filament : structure magnétique en forme de « hamac » s’élevant dans la couronne solaire, composée d’un plasma plus dense et froid que le milieu ambiant. La température de la matière du filament avoisine celle de la chromosphère (8 000 K), tandis que la température de la couronne solaire atteint les deux millions de degrés.

Granulation – granule – intergranule : structure convective élémentaire (1 000 km) recouvrant uniformément la photosphère solaire et de courte durée de vie (10 minutes).

Irradiance : puissance moyenne reçue du Soleil au niveau de l’orbite terrestre par unité de surface.

Mésogranulation – mésogranule : groupes de granules de dimension intermédiaire entre granulation et supergranulation.

Optique adaptative : dans un télescope, système basé sur un miroir déformable ayant pour but de compenser la turbulence atmosphérique, qui brouille les images.

Pore : petite tache correspondant à l’émergence de champs magnétiques, pouvant précéder l’apparition d’un centre actif complexe.

Réseau photosphérique : ensemble de champs magnétiques faibles associés à la supergranulation.

Supergranulation – supergranule : cellules de 30 000 km recouvrant la chromosphère solaire et dont l’origine est débattue (durée de vie 48 heures).

Tache solaire : région sombre de la photosphère marquée par une température inférieure à celle de son environnement. Une tache solaire est associée à un champ magnétique particulièrement intense.

Tube magnétique : mince « tuyau » rempli de matière isolée par un champ magnétique intense, fréquemment rencontré dans les espaces intergranulaires (à la limite du pouvoir de résolution des grands télescopes).

GAIA et la Découverte de nouvelles exoplanètes

par Sylvain Bouley | Avr 11, 2024 | Zoom Sur

Le satellite astrométrique européen Gaia vient de livrer ses premières découvertes d’exoplanètes. Elles devraient se multiplier à mesure que les observations seront dépouillées sur une plus longue durée : Gaia sera dans quelques années le principal pourvoyeur d’exoplanètes nouvelles.

1. Le satellite Gaia, vue d’artiste. (ESA)

Depuis le 19ème siècle, on a tenté de découvrir des planètes autour d’étoiles proches en détectant par astrométrie le petit mouvement qu’elles produisent sur l’étoile autour de laquelle elles gravitent. On a même annoncé quelques détections qui n’ont jamais été confirmées. Avant Gaia, six exoplanètes seulement (si nous appelons planètes les objets de masse inférieure à 20 fois celle de Jupiter, les plus massifs étant des étoiles naines brunes) ont été trouvées par astrométrie : une avec l’interféromètre optique PHASES au Mont Palomar, HD 176051 b ; deux par interférométrie radio à très longue base (VLBI, l’étoile centrale étant dans ce cas un émetteur d’ondes radio), GJ 896A b et TVLM 513-46546 b ; une par astrométrie en lumière visible, GJ 2030 c et deux par astrométrie dans l’infrarouge, WISE J0458+6434 B et 2MASS J0249-0557 (AB) c. Les observations correspondantes sont longues et difficiles, si bien que l’on ne s’attend pas à ce qu’elles conduisent à de nombreuses découvertes.

Cependant, la précision astrométrique du satellite européen Gaia (fig. 1) est comparable à celle des observations interférométriques, et on peut espérer que ce satellite permettra de découvrir de très nombreuses exoplanètes, s’ajoutant aux quelques 5 200 connues au moment où nous écrivons. Quelles seront ces planètes ? Plus la planète est massive et plus elle est éloignée de l’étoile, plus le mouvement de l’étoile est important. En effet, plus la planète est éloignée, plus le centre de l’étoile est distant du centre de gravité du système. On découvre donc préférentiellement par astrométrie de grosses planètes gravitant loin de leur étoile. Par ailleurs, on trouve plus facilement ainsi les planètes qui tournent autour d’étoiles de faible masse puisque le rapport de la masse de la planète à celle de l’étoile est plus grand, comme les étoiles naines de type M ou éventuellement les naines blanches ou brunes. Notons également que puisqu’une orbite sous-tend un angle d’autant plus grand qu’elle est plus près de nous, on découvre surtout par astrométrie des planètes autour d’étoiles proches.

Mais il faut être patient, car on ne peut pas se contenter d’observer une portion limitée de l’orbite, le mouvement de l’étoile pouvant alors être confondu avec le déplacement de l’étoile liée à son mouvement propre au sein de la galaxie. C’est une des raisons pour lesquelles aucune découverte d’exoplanète par Gaia n’avait encore été annoncée en 2020 ; l’autre raison est le temps nécessaire pour analyser la masse énorme de données acquises par le satellite. Cependant, Gaia avait déjà permis de constater que de nombreuses étoiles « bougent » ; la statistique a montré que 30 à 40 % des étoiles proches ont un compagnon massif, grosse planète ou naine brune (voir le numéro de janvier 2021 de l’Astronomie, p. 26).

La situation a bien changé avec la troisième livraison des données de Gaia, qui contient toutes les observations depuis les premières en juillet 2014 jusqu’à celles de mai 2017, soit pendant 34 mois. Le délai qui s’étend entre mai 2017 et aujourd’hui a été nécessaire pour réduire ces observations, c’est pourquoi elles ne sont publiées que maintenant. Les 34 mois d’observations permettent enfin de tracer l’orbite de nombreuses étoiles munies d’une exoplanète, donc de détecter celle-ci, alors que ce n’était guère possible lors de la première et de la deuxième livraison, qui ne portaient respectivement que sur 14 et 22 mois de données. 6 306 étoiles sont dotées d’un ou plusieurs compagnons compacts invisibles d’après ces données. Beaucoup sont des exoplanètes. Gaia a aussi repéré 214 étoiles devant lesquelles une planète est passée et 363 évènements d’amplification de la lumière d’une étoile par l’effet de microlentille gravitationnelle dûe à une étoile interposée. Pour ces objets, une étude approfondie permettra peut-être de détecter dans quelques cas le passage d’un compagnon compact de l’étoile interposée.

2. Les détecteurs du plan focal de Gaia. Ce sont 106 CCD avec un total de 938 millions de pixels. La rotation du satellite sur lui-même produit un balayage du ciel. Les objets sont d’abord repérés et triés dans les deux ensembles de 7 CCD, correspondant chacun à une des deux directions simultanées de visée du satellite, qui sont distantes de 106,5°. Puis les deux images superposées de ces deux directions de visée balayent les CCD astrométriques, donc chaque objet voit sa position mesurée 9 (ou 8) fois. La précision de mesure est meilleure dans la direction du balayage que dans la direction perpendiculaire. Les CCD pour la photométrie et pour la spectrométrie sont balayés ensuite. Deux CCD auxiliaires sont représentés en orange et deux en violet. (Adapté de l’ESA)

Comment Gaia trouve les exoplanètes

Voyons maintenant comment Gaia détecte les exoplanètes par astrométrie.

Chaque étoile a été observée de l’ordre de 400 fois pendant les 34 mois d’observations actuellement dépouillées ; lorsqu’elle est dans le champ de vision, l’étoile passe 8 ou 9 fois devant les détecteurs de position (fig. 2). La précision sur la position en est améliorée, mais le nombre d’observations indépendantes est réduit d’autant, à une cinquantaine. Pour chercher des exoplanètes, seuls sont utiles les groupes d’observations bien répartis dans le temps, qui sont finalement au nombre de 15 à 35 pour chaque étoile. Cela permet de chercher si elle possède une exoplanète, mais pour l’instant pas d’en trouver plusieurs autour de l’étoile.

Après les corrections habituelles sur la position de l’étoile (précession, nutation, aberration, déplacement relativiste par la masse du Soleil, parallaxe), on porte cette position en fonction du temps, obtenant ainsi le mouvement propre de l’étoile. En l’absence de perturbation, le déplacement de l’étoile est rectiligne, mais des déviations périodiques éventuelles révèlent la présence d’un compagnon (fig. 3). La distance de l’étoile étant connue par la mesure de sa parallaxe par Gaia, on peut déduire des observations le demi-grand axe a de la trajectoire de son centre autour du centre de gravité commun de l’ensemble étoile-planète. Puis, connaissant la période p de révolution et en estimant la masse M de l’étoile à partir de son type spectral, on peut obtenir le demi-grand axe A de l’orbite de la planète en utilisant la formule de Kepler/Newton : A³/p² = GM/4π²,

G étant la constante de la gravitation. On peut alors obtenir la masse m de la planète en remarquant que m/M = a/A.

On a le plus grand intérêt à vérifier les résultats de l’astrométrie en observant les variations de la vitesse radiale de l’étoile, ce qui permet d’améliorer et de compléter les paramètres du système. D’ailleurs, ces méthodes sont complémentaires : l’astrométrie est sensible aux mouvements dans le plan du ciel et la vitesse radiale aux mouvements perpendiculaires.

3. Mouvement de deux étoiles observé par Gaia. À gauche, HD 114762, un cas relativement facile (distance 129 années-lumière, période de révolution 83,7 jours, excentricité apparente 0,32). À droite, le cas plus difficile de HD 40503 (distance 128 années-lumière, période 2,3 ans, excentricité apparente 0,07). En haut, le mouvement de chaque étoile sur le ciel (échelles des ordonnées en millisecondes de degré). En bas, déplacement de l’étoile par rapport au centre de gravité étoile- planète. Les points d’observations individuelles sont en grisé, leurs moyennes sont les points noirs avec barre d’erreur dirigée selon la trajectoire de l’étoile sur les CCD (l’autre dimension n’est pas utilisée). (Adapté de Holl B., Sozzetti A., Sahlmann J. et al.)

Les résultats de l’astrométrie de Gaia

Des algorithmes différents ont été utilisés par plusieurs équipes pour chercher si les étoiles observées par Gaia avaient un compagnon compact. Une de ces équipes réunissant des chercheurs des observatoires de Genève et de Turin ainsi que de l’Agence spatiale européenne à Madrid a identifié 17 étoiles probablement munies d’une planète, dont 9 détections ont été validées par l’observation des variations de la vitesse radiale de l’étoile et correspondent donc à des exoplanètes déjà connues. Les autres restent à valider et seront donc des découvertes à mettre au compte de Gaia si leur validation est positive. La collaboration internationale DPAC trouve 70 étoiles éventuellement munies d’une exoplanète, dont 9 sont validées. Seules quelques-unes sont communes aux deux études, ce qui illustre les difficultés de détection des exoplanètes par astrométrie pendant un délai de seulement 34 mois. La situation devrait s’améliorer énormément par la validation des candidats déjà connus et surtout l’analyse des observations obtenues par Gaia pendant une période plus longue que les 34 mois actuellement analysés.

Les détections d’exoplanètes par transit

Les capacités photométriques de Gaia sont remarquables : le flux d’une étoile peut être mesuré avec une précision de l’ordre de 1/1 000. Cela a permis, comme on l’a dit plus haut, de détecter 214 étoiles devant lesquelles est probablement passée une planète. 173 de ces détections confirment des observations antérieures de transits à partir du sol ou de satellites, et 41 correspondent à des étoiles nouvelles. Pour être sûr que la diminution temporaire de l’éclat d’une étoile correspond bien au passage d’une exoplanète devant son disque et non à une variation intrinsèque, il faut observer plusieurs transits, et Gaia n’est pas particulièrement adaptée pour cela car chaque étoile n’est observée qu’une quinzaine de fois par an. Il faudra donc attendre d’avoir plus de données pour validation. Il est aussi très souhaitable d’observer les variations de la vitesse radiale de l’étoile pour confirmer la détection et en particulier pour préciser la période de révolution de l’exoplanète.

Ces conditions ont été réunies pour l’étoile de type solaire Gaia EDR3 3026325426682637824 (cf. Fig. 4). Ces 19 chiffres sont nécessaires pour identifier l’étoile parmi les quelque 2 milliards observées par Gaia. La figure 4 montre les mesures de l’éclat de l’étoile en fonction du temps pendant les 34 mois d’observation. La recherche d’une périodicité dans les diminutions d’éclat observées a conduit à une période de révolution de l’exoplanète de 3,0525 jours, valeur confirmée par des observations de la vitesse radiale de l’étoile. De l’ensemble de ces observations on déduit que la planète, nommée Gaia-1b, est un « Jupiter chaud » de masse voisine de celle de Jupiter, qui gravite très près de l’étoile, à seulement 6 millions de kilomètres, dix fois plus près de l’étoile que Mercure du Soleil. Gaia a aussi découvert par transit un autre Jupiter chaud, Gaia-2b et il reste donc 39 candidats à confirmer par des observations ultérieures.

4. Photométrie par Gaia de l’étoile EDR3 3026325426682637824. En haut, le flux en fonction du temps, dans les trois bandes G (vert, observée par les CCD astrométriques), BP (bleu) et RP (rouge) observées par les CCD photométriques (voir la figure 2). Les évènements d’occultation sont bien visibles. En bas, les mêmes données mais regroupées en fonction de la révolution de la planète. (Patrick Boissé)

Les résultats des observations astrométriques et photométriques que nous venons de décrire sont encore peu nombreux : mais ce n’est qu’un petit avant-goût de ce qui nous attend dans quelques années, lorsque toutes les observations de Gaia seront dépouillées. Elles couvrent actuellement plus de 8 années. On estime que Gaia pourrait découvrir par astrométrie de l’ordre de 70 000 exoplanètes si la durée de la mission est étendue à dix ans, ce qui est fort probable ; il faut y ajouter plusieurs centaines d’exoplanètes qui seront découvertes par transit devant leur étoile.

Par James Lequeux

Publié dans le numéro Novembre 2022

Pour en savoir plus

Gaia Collaboration : Arenou F., Babusiaux C., Barstow M. A. et al., 2022, « Gaia Data Release 3: Stellar multiplicity, a teaser for the hidden treasure » [https://www.aanda.org/articles/aa/abs/forth/aa43283-22/aa43283-22.html].

Holl B., Sozzetti A., Sahlmann J. et al., 2022, « Gaia DR3 astrometric orbit determination… » [https://arxiv.org/pdf/2206.05439.pdf].

Panahi A., Zucker S., Clementini G. et al., 2022, « The detection of transiting exoplanets by Gaia » [https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2022/07/aa43497-22.pdf].