Les exoplanètes et la Terre.

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1 Les exoplanètes et la Terre. par Françoise Roques, planétologue, astronome à l observatoire de Paris Meudon. Sommaire Les exoplanètes et la Terre I. Seuls? :... 1 II. Les planètes :... 2 III. 1995, enfin! :... 4 A. Le spectre des étoiles :... 5 B. Combien existe t-il d exoplanètes?:... 6 C. Distinction entre étoiles et planètes :... 6 D. Les orbites des exoplanètes :... 6 E. Propriétés des exoplanètes :... 6 IV. Zone habitable :... 7 A. Que chercher?:... 7 B. Recherche de vie?:... 7 C. Modification du climat :... 8 V. L évolution de l univers :... 8 Les premières «exoplanètes» ont été détectées en 1995, et à ce jour, plus de 800 planètes ont été découvertes autour d autres étoiles. Il y a très probablement plus de planètes que d étoiles dans le ciel! Nous explorerons la grande diversité de ces systèmes, avec la Terre, notre petite planète bleue, comme fil conducteur. I. Seuls? : L homme s est d abord rendu compte que la Terre était ronde, puis qu il y avait dans le ciel des points brillants, ensuite que certains points (les planètes) bougeaient et que les autres semblaient fixes dans le ciel (étoiles). Cela se fit, notamment au début, dans la difficulté et la douleur. «Il est donc d innombrables soleils et un nombre infini de terres tournant autour de ces soleils, à l instar des sept terres 1 que nous voyons tourner autour du soleil qui nous est proche». Giordano Bruno, L Infini, l Univers et les Mondes, 1584). Giordano Bruno est un philosophe italien qui, sur la base des travaux de Copernic, montra de manière philosophique la pertinence d un univers infini, qui n a pas de centre, peuplé d'une quantité innombrable de soleils et de mondes identiques au nôtre. Accusé d hérésie par l Inquisition, notamment pour ses écrits jugés blasphématoires, il fut brûlé vif après huit années de procès. 1 La Terre, la Lune, les cinq planètes alors connues : Mercure, Vénus, Mars, Jupiter, Saturne Exoplan-tes 1 / 8

2 Percival Lowell (13 mars 1855, Boston - 13 novembre 1916, Flagstaff) est un astronome amateur aisé. Il est connu pour avoir soutenu la présence de canaux sur Mars et fut le fondateur de l'observatoire Lowell à Flagstaff, en Arizona. Il est également à l'origine de la découverte de la planète naine Pluton. Quand les télescopes sont devenus plus puissants, on découvrit qu il n y avait ni eau ni vie sur Mars. Que cherchons-nous dans le ciel? L homme cherche surtout une réponse à son angoisse de se croire seul dans l Univers. Au contraire du Soleil et des étoiles, les planètes (et les autres corps du système solaire) ne sont pas le siège de réactions de fusion thermonucléaire. Ce qui les rend visibles à nos yeux, c'est la lumière du Soleil qu'elles réfléchissent. Les planètes du système solaire sont des corps sphériques à croûte rocheuse dans le cas des planètes dites telluriques 2, et des sphères de gaz et de glace dans le cas des planètes géantes (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune). Pluton est un corps solide fait de roches et de glaces, et aujourd hui, il n est plus considéré comme une planète. II. Les planètes : Les planètes du système solaire : Les orbites des planètes sont circulaires et situées dans un même plan (plan de l écliptique). Les planètes se sont formées dans un disque circumsolaire. Une exoplanète, ou planète extrasolaire, est une planète en orbite autour d'une autre étoile que le Soleil (le préfixe «exo» signifie «hors de» en Grec). Jusqu'à présent, on connaît surtout des planètes de type «géante gazeuse», qui sont plus faciles à détecter que les planètes de type tellurique. Malgré tout, les méthodes de détection devenant de plus en plus sensibles, on commence aussi à observer des exoplanètes d'une taille comparable à la Terre. Jusqu à une période récente, on n avait pas découvert d exoplanètes. En fait une exoplanète est un objet qui ne brille pas, qui est très petit et qui se situe très proche d une étoile rayonnante, donc il est par là difficile à distinguer. Jupiter et Saturne sont des planètes gazeuses, Uranus et Neptune sont des planètes formées de glaces en grande partie. Les planètes se sont formées dans un disque autour du Soleil, un disque de poussières et de gaz. 2 Les planètes telluriques sont des planètes qui ressemblent à la Terre: elles sont constituées de roches et ont une surface solide. Elles se distinguent des planètes géantes par leur diamètre et leur masse plus faibles et leur densité plus importante. Elles orbitent autour du Soleil dans un rayon de moins de 400 millions de kilomètres (Mercure, Vénus, la Terre et Mars) Exoplan-tes 2 / 8

3 Quelques disques circumstellaires ont été observés. Ils sont asymétriques, sans doute parce qu en leur sein, une/des planète(s) est/sont en formation. Formation du système solaire : Dans les années 1960, deux théories s affrontaient pour expliquer la formation des planètes autour d une étoile; Une théorie américaine, selon laquelle une plante se forme comme une étoile : une boule de gaz avec un peu de poussières qui se condenserait ; Un chercheur russe, calculant «à la main», disait qu au milieu de la boule de gaz se trouveraient des cailloux qui tomberaient dans un disque et se regrouperaient. Lorsque la masse du groupe de cailloux serait suffisante, elle formerait une planète, et les plus grosses masses attirent du gaz pour former les planètes géantes. Quelques cailloux seraient expulsés du système et forment les comètes Lorsqu on a pu disposer d ordinateurs suffisamment performants, les deux théories ont pu être modélisées, et c est la théorie russe qui a pu rendre compte des propriétés des planètes. Dans l espace interstellaire, une onde, créée par une explosion d étoile, se propage dans un nuage de gaz principalement composé d hydrogène (H 2 ) et d hélium (He) ; celui-ci s effondre de ce fait, sur lui-même. La température et la densité augmentent au centre. En devenant plus petit, le nuage se met à tourner sur lui-même et prend la forme d'un disque entourant une masse centrale. La suite va dépendre de la quantité de matière présente dans la masse centrale. - Si la masse du noyau central M est faible, c est à dire inférieure à 13 Mj (masse de Jupiter), elle devient une boule de gaz et forme une planète géante. - Si la masse du noyau est comprise entre 13 et 80 fois la masse de Jupiter (13 Mj < M < 80 Mj ), (à peu prés dix pour cent de la masse du Soleil), il se forme une naine brune 3, objet longtemps mystérieux où la combustion nucléaire ne concerne que la fusion du D (deutérium) en He (hélium). - Si la masse du noyau M est supérieure au 1/10e de la masse solaire (M > 0,08 Ms), la température centrale devient supérieure à 5 millions de degrés Kelvin 4 et la fusion de H 2 (hydrogène) démarre, allumant une étoile. Les premières étoiles n étaient faites que d hydrogène (H) et d Helium (He). En fin de vie, les étoiles explosent, et dispersent les atomes qu elles ont fabriqués par 3 On distingue : les naines blanches : des étoiles qui ont consumé toutes leurs réserves de combustible nucléaire. La pression exercée par la combustion nucléaire et les forces de gravitation ne se compensent plus et ces étoiles s'effondrent sur elles même. Les naines blanches sont extrêmement denses. Une naine blanche de la masse du Soleil peut avoir la taille de la Terre, et une densité de l'ordre de la tonne par cm3. C'est l'étape ultime de l'évolution des étoiles peu massives. Et Les naines brunes : Petits corps de faible masse, étoiles trop froides pour être le siège de réactions nucléaires. Les naines brunes ne rayonnent pas et ne peuvent pas être observées directement. Elles pourraient être une composante de la matière noire de l'univers et expliquer, en partie, l'énigme de la masse manquante dans l'univers. 4 0 degré Kelvin = - 273,15 degrés Celsius ; c est le zéro absolu Exoplan-tes 3 / 8

4 les réactions nucléaires (oxygène, carbone, azote, fer, or ). Au bout de plusieurs générations d étoiles qui ont explosé, la matière qui forme les étoiles contient non seulement de l hydrogène et de l hélium, mais aussi tous les autres atomes et on commence à voir apparaître des planètes terrestres. Si on réexamine le système solaire : nombre d années de formation correct. On distingue, en bleu, la ligne de gel. A l intérieur de cette ligne et en se rapprochant du Soleil, l eau sera liquide ou gazeuse. À l extérieur, comme il n y a moins de chaleur, ce sera de la glace. Au-delà de cette limite de gel, il y a beaucoup de matière, composée de glace et de cailloux. On y atteint plus vite la masse critique pour attirer du gaz; c est ainsi que se sont formées Jupiter et Saturne. Mais avec cette théorie, on n explique pas la formation d Uranus et Neptune ; on n atteint pas le Une étoile : brûle ; éclaire ; sa masse est de l ordre de 80 à 100 fois la masse de Jupiter. Une planète ne brûle pas. Les Naines brunes : elles brûlent un peu et un certain temps. La composition d étoiles est semblable dans l espace interstellaire. Migration : les planètes se sont formées plus près du Soleil qu actuellement, puis elles s en sont écartées. Pour mesurer les distances qui les séparent les unes des autres, dans le système solaire, on utilise l UA ou unité astronomique, qui correspond à la distance entre la Terre et le Soleil, soit environ 150 millions de kilomètres. Pour les grandes distances entre étoiles ou galaxies, on utilise l année-lumière, c est à dire la distance que parcourt la lumière en une année, sachant qu elle parcourt kilomètres en une seconde. Dans le ciel, la grande majorité des étoiles vont par deux ou trois. III. 1995, enfin! : C est en 1995 que l on a découvert l existence d exoplanètes. On ne l a pas fait plus tôt parce qu elles sont très difficilement visibles. On ne les voit pas directement en général : on sait juste qu'il y en a en orbite autour de certaines étoiles parce qu'on détecte le mouvement qu'elles produisent sur celles-ci. Les exoplanètes sont situées très loin, leur éclat est très faible comparé à celui éblouissant de l étoile autour de laquelle elles gravitent, elles sont très petites et situées très près de leur étoile ; pour toutes ces raisons, il est difficile de les distinguer. Pour les découvrir, on va utiliser des méthodes indirectes, deux en particulier : Exoplan-tes 4 / 8

5 La première consiste à mesurer les tout petits mouvements de l'étoile induits par la présence d'une planète en orbite, et qui sont en synchronisme avec la rotation de la planète autour de l'étoile. C est ainsi que des chercheurs ont détecté la première exoplanète autour de l'étoile 51 Pégase en Un peu plus de la moitié des 859 planètes détectées à ce jour (22 janvier 2013) l'a été par cette méthode qui permet en particulier de déduire le rayon de l'orbite de la planète et d'avoir une bonne idée de sa masse. Dans la seconde on cherche à déceler le passage d'une planète devant son étoile en mesurant la petite variation d'éclat due au masquage partiel de la lumière de celle-ci. Mais une condition pour que cela soit possible est que nous (les Terriens) soyons bien placés, c est-à-dire : a) que la Terre, l'étoile et l'exoplanète soient alignées, ce qui est assez rare, et : b) que nous fassions l'observation au moment fugace où se produit cet événement qu'on appelle le transit. Cette méthode a l'avantage de fournir la taille de la planète Une exoplanète, c est une vitesse et un temps. La vitesse (radiale 5 ) de l étoile permet de déduire la masse de la planète. On a commencé par trouver les plus grosses (environ de la taille de Jupiter). La période permet de connaître la distance de la planète à l étoile. Beaucoup de planètes découvertes ont des périodes très courtes (4 jours), beaucoup plus courtes que la période de Jupiter autour du Soleil (12 ans)! Cette découverte inattendue de grosses planètes près de leur étoile ne s explique que si ces planètes ont migré vers leur étoile après leur formation A. Le spectre des étoiles : La lumière de l étoile dépend de sa température. Son rayonnement dépend de la longueur d onde. Les atomes dans l atmosphère de l étoile, absorbent une couleur en fonction de sa longueur d onde. Cette longueur peut légèrement varier en fonction de la vitesse de l étoile. On sait mesurer efficacement le décalage de la longueur d onde ; à partir de là, on peut estimer très précisément la vitesse radiale de l étoile. On a ainsi découvert 500 planètes. Autre méthode : quand une étoile passe entre la Terre et une étoile lointaine, le rayonnement de l étoile lointaine est dévié et renforcé. En mesurant la modification de rayonnement, on peut découvrir une exoplanète autour de cette étoile invisible autrement. On peut aussi recourir à l imagerie directe ; on a ainsi découvert 32 planètes. Mais c est difficile, il faut «éteindre» temporairement l étoile. Méthode de transit : Le passage d une planète devant son étoile permet de connaître sa taille. Quand on observe cette même planète passant derrière son étoile, on peut avoir des informations sur l atmosphère de la planète par soustraction avec les mesures précédentes. C est la meilleure méthode. Le satellite français Corot, lancé en 2006, a découvert des «super- Terres» par la méthode des transits. 5 Vitesse radiale : Composante de la vitesse d'une étoile parallèle à la ligne de visée. Le mouvement radial de l'étoile induit une variation de la fréquence des raies émises par l'étoile (effet Doppler). Une variation périodique de la vitesse radiale d'une étoile peut signaler la présence d'une planète Exoplan-tes 5 / 8

6 Mais le satellite qui a apporté le plus de renseignements, est un satellite américain (Kepler) qui est un super Corot. On a ainsi découvert 859 exoplanètes ; on connaît leur taille, mais pour connaître leur masse, il faut les observer aussi avec la méthode des vitesses radiales. B. Combien existe t-il d exoplanètes?: On estime que plus de 15 % des étoiles ont des planètes. Dans la galaxie, il doit y avoir plus de planètes que d étoiles. En 2004 on avait déjà trouvé plus de 120 planètes dans plus de 100 systèmes planétaires. Ces systèmes sont tout à fait étonnants : Les planètes sont très massives (de la masse de Jupiter ou plus) et cependant elles sont 10 à 100 fois plus près de leur étoile que Jupiter ne l'est du Soleil. Leurs périodes de révolution sont donc 3 à 1000 fois plus courtes et se mesurent en mois voire en jours. C. Distinction entre étoiles et planètes : Il est difficile de différencier planètes et naines brunes. Mais entre 13 et 80 fois la masse de Jupiter, il y aurait surtout des étoiles, et peu de naines. D. Les orbites des exoplanètes : Certaines des orbites des exoplanètes de ces systèmes sont des ellipses très allongées (qui s éloignent beaucoup), alors que dans le système solaire ce sont des cercles. C est un comportement très différent du système solaire. Il existe énormément de planètes très proches de leur étoile alors qu elles se sont formées loin, au-delà de la «limite du gel». Par exemple, «Osiris» est une planète en fin de vie qui perd son atmosphère et rentre dans son étoile. E. Propriétés des exoplanètes : Il devrait exister des planètes océans : par exemple si Neptune se rapprochait du Soleil, la glace fondrait et on aurait une planète océan. En fonction de la teneur en eau et de la température, on peut avoir une idée de la composition de l exoplanète en mesurant sa densité (égale à la masse divisée par son volume). Il existe aussi des petites planètes : On a déterminé des indices de similitude avec la Terre, et à l aide de ces indices, on a classé les planètes Exoplan-tes 6 / 8

7 IV. Zone habitable : Pour qu une zone soit habitable, il faut Qu il puisse y avoir de l eau sous forme liquide, car cela favorise la chimie. Qu il y ait une source d énergie permanente, normalement la lumière des étoiles, donc il faut que cette zone soit située dans l environnement des étoiles où la température est comprise entre 0 et 100 C. Une dizaine parmi les planètes découvertes à ce jour pourraient correspondre. Il va falloir les étudier et déterminer leur chimie. Mars est déjà trop petite et à cause de cela, ne comporte plus d eau. A. Que chercher?: C est difficile de définir la vie et donc de savoir ce qu il faut chercher. Il faut probablement de la matière carbonée et de l énergie, une chimie complexe, et beaucoup d eau. On peut rechercher une vie intelligente en analysant les rayonnements radio qui arriveraient en provenance de l espace, par radiotélescope. B. Recherche de vie?: Sur Terre, la vie existe. Si on la compare à Vénus et Mars, on constate que ces trois planètes avaient les mêmes composants quand elles se sont formées, il y a 4,5 milliards d années. Sur Terre, le cycle du carbone est continu : le carbone est absorbé au fond des océans, puis remonte par les volcans. Sur Vénus, l effet de serre, dû au gaz carbonique a fait s évaporer les océans, l eau a disparu et le gaz carbonique s est accumulé dans l atmosphère. Sur Mars, la planète est trop petite, la fin du volcanisme a piégé le carbone dans le sol, l effet de serre s est arrêté et il n y a plus d atmosphère Exoplan-tes 7 / 8

8 C. Modification du climat : L évolution du climat est liée au taux de concentration en gaz carbonique et en méthane, or celui-ci augmente d une manière jamais constatée depuis un million d années. Tout s expliquerait par l évolution des facteurs anthropiques (liés aux conséquences de la présence humaine sur la nature). Une augmentation du gaz carbonique entraînerait une augmentation de la température moyenne de la Terre de + 5 dans 100 ans. V. L évolution de l univers : L évolution de l univers va vers une complexité croissante. Au début, il n existait que la lumière, puis des particules, puis des atomes, puis les molécules, puis des êtres vivants, puis des êtres intelligents, puis de la culture On peut espérer que l homme saura un jour revoir sa manière d utiliser l énergie en respectant son environnement Exoplan-tes 8 / 8