Système planétaire
En astronomie, un système planétaire est un système composé de planètes, ainsi que de divers corps célestes inertes tels des astéroïdes et comètes, gravitant autour d'une étoile. Le Système solaire est un exemple de système planétaire. Par extension et de façon impropre, le terme « système solaire » est parfois employé pour désigner d’autres systèmes planétaires.
Le premier système planétaire découvert autour d'une étoile de type solaire en dehors du Système solaire (système planétaire extrasolaire ou système exoplanétaire) est celui de l'étoile Modèle:Lnobr en 1995. Depuis, des centaines de planètes extra-solaires ont été découvertes.
Historique
Jusqu'au Modèle:S mini- siècleModèle:Vérification siècle
Avant le Modèle:S mini- siècleModèle:Vérification siècle, le géocentrisme est le mode d'explication dominant du monde occidental. Au Modèle:S mini- siècleModèle:Vérification siècle, Giordano Bruno, partisan de l'héliocentrisme, met en avant une théorie selon laquelle les étoiles, tout comme le Soleil, sont accompagnées de planètes<ref>Modèle:Lien web.</ref>.
Au Modèle:S mini- siècleModèle:Vérification siècle, Isaac Newton fait de même dans le Modèle:Lien, la conclusion de ses Principia : Modèle:CitationModèle:Trad,<ref>Modèle:Ouvrage.</ref>.
Modèle:S mini- siècleModèle:Vérification siècle
Des revendications de découvertes d'exoplanètes sont faites depuis le Modèle:S mini- siècleModèle:Vérification siècle. Ainsi, en 1855, le capitaine W. S. Jacob de l'observatoire de Madras rapporte des anomalies observationnelles concernant l'étoile binaire 70 Ophiuchi, anomalies qui font que la présence d'un « corps planétaire dans ce système est hautement probable »Modèle:Trad,<ref>Modèle:Article.</ref>. Dans les années 1890, Thomas J. J. See de l'Université de Chicago et de l'United States Naval Observatory énonce que les anomalies prouvent l'existence d'un corps sombre dans le système de 70 Ophiuchi, avec une période orbitale de 36 ans autour d'une des étoiles<ref>Modèle:Article.</ref>, bien que Forest Ray Moulton remette en doute ces affirmations de See dans un article publié en 1999<ref>Modèle:Article.</ref>.
Modèle:S mini- siècleModèle:Vérification siècle
Lors des années 1950 et 1960, Peter van de Kamp du Modèle:Lang revendique la découverte de planètes en orbite autour de l'étoile de Barnard<ref> Modèle:Article.</ref>.
De nos jours, les astronomes considèrent généralement tous les anciens rapports de détections comme erronés<ref name="boss_book">Modèle:Ouvrage.</ref>.
Depuis les années 1990
En 1991, Andrew G. Lyne, M. Bailes et S.L. Shemar annoncent la découverte d'une planète de pulsar en orbite autour de PSR B1829-10, en utilisant la mesure des infimes Modèle:Lien, qui permettent de calculer les principaux paramètres orbitaux des corps responsables de ces perturbations<ref name="LyneBailes">Modèle:Article.</ref>. L'annonce fait brièvement l'objet d'une attention intense, mais Lyne et son équipe la rétracte en 1992, invoquant des erreurs dans leur démarche<ref name="LyneRetraction">Modèle:Article.</ref>.
La découverte des premières planètes extrasolaires d'un système planétaire autre que celui autour du Soleil est annoncée le Modèle:Date- par Aleksander Wolszczan et Dale Frail dans une publication de [[Nature (revue)|Modèle:Lang]]<ref>Modèle:Article)</ref>. La découverte de ces planètes entourant le pulsar PSR B1257+12 est réalisée à partir d'observations prise en septembre 1990 par les installations du radiotélescope d'Arecibo.
Le Modèle:Date-, Michel Mayor et Didier Queloz annoncent la découverte de la première exoplanète en orbite autour d'une étoile de type solaire : 51 Pegasi, d'après des observations qu'ils ont réalisées à l'observatoire de Haute-Provence grâce à la méthode des vitesses radiales. L'étoile hôte est 51 Pegasi, dans la constellation de Pégase, à environ 40 années-lumière de la Terre.
La première photographie optique d'une exoplanète est publiée le Modèle:Date- dans la revue Science. Prise par le télescope spatial Hubble et traitée par l'équipe de l'astronome Paul Kalas, la planète a une masse probablement proche de celle de Jupiter. Baptisée Fomalhaut b, elle est en orbite autour de l'étoile Fomalhaut dans la constellation du Poisson austral (Piscis Austrinus) à environ 25 années-lumière. Fomalhaut b est distante de son étoile d'environ dix fois la distance séparant Saturne du Soleil<ref>{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Kalas P, Graham JR, Chiang E et Als. Optical Images of an exosolar planet 25 light-years from Earth, Science, 2008;22:1345-1348.</ref>. Cette découverte est annoncée en même temps et dans la même revue que celle de l'équipe de l'astronome canadien Christian Marois concernant la première observation directe, à 129 années lumière, d'un système planétaire composé de trois planètes géantes photographiées dans l'infrarouge autour de l'étoile HR 8799<ref>{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Marois C, Macintosh B, Barman T et Als. Direct imaging of multiple planets orbiting the star HR 8799, Science, 2008;22:1348-1352.</ref>.
Caractéristiques physiques
En général, un système planétaire se développe autour d'une étoile. Dans certains cas, on peut le retrouver autour d'un pulsar, d'une naine rouge ou d'une naine brune. La très grande majorité des systèmes planétaires connus jusqu'à présent n'est formée que d'une seule planète.
Formation et évolution
Les systèmes planétaires seraient généralement formés lors de la naissance des étoiles. Ainsi, l'effondrement gravitationnel d'un nuage moléculaire formerait un disque protoplanétaire qui évoluerait par la suite en un système planétaire<ref>{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Modèle:Lien web.</ref>.
Ce scénario de formation ne semble pas valide dans les cas de planètes de pulsar puisque ces derniers sont formés par des supernovae et qu'un système planétaire ne pourrait possiblement pas survivre à une telle explosion. Les planètes s'évaporeraient, seraient expulsées hors de leur orbite par les masses de gaz provenant de l'étoile qui explose ou s'échapperaient du champ gravitationnel de cette étoile centrale à cause de la soudaine perte de la majorité de la masse de cette dernière. Une hypothèse est que les planètes de pulsar pourraient se créer à partir du disque d'accrétion entourant un pulsar<ref>Modèle:Article.</ref>.
La formation ou non de systèmes planétaires serait aussi reliée au type spectral d'une étoile. Ainsi, les étoiles avec une métallicité élevée ont plus de probabilités de former et de retenir des systèmes planétaires et leurs planètes ont tendance à être plus massives que les planètes orbitant autour d'étoiles de faible métallicité. De plus, les étoiles semblables au Soleil et ayant un système planétaire seraient prédisposées à être déficientes en lithium<ref>Modèle:Article.</ref>.
Des observations faites par le télescope spatial Spitzer indiquent que la formation de planètes ne se produit pas autour d'autres étoiles dans les environs d'une étoile de classe O à cause de la photo-évaporation<ref>{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Modèle:Lien web.</ref>.
Zone habitable
La zone habitable, ou zone d'habitabilité, est la région du système dans laquelle une exoplanète peut contenir de l'eau sous forme liquide et ainsi offrir des conditions favorables à l'émergence de la vie<ref>Modèle:Ouvrage.</ref>. En général, pour un système planétaire avec une étoile de la grosseur du Soleil, cette distance est semblable à celle de la Terre, soit 1 unité astronomique Si l'étoile centrale est plus petite et moins lumineuse, cette distance sera plus petite et vice versa.
Au début de l'année 2011, on estime qu'il existe environ une cinquantaine de planètes potentiellement habitables<ref>Modèle:Lien web.</ref>. La planète tellurique Gliese 581 g est considérée comme étant l'exoplanète la plus potentiellement habitable. À cet effet, lors d'une entrevue avec Lisa-Joy Zgorski de la National Science Foundation, Steven Vogt déclare Modèle:Citation<ref name="videoNSF">{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Modèle:Lien web (vidéo de la conférence de presse de la National Science Foundation).</ref>.
Méthodes de détection
Pour découvrir des systèmes planétaires, il faut détecter les exoplanètes orbitant autour de l'étoile. Il est très difficile d'y parvenir d'une manière directe, et ce, pour plusieurs raisons :
- une planète ne produit pas de lumière visible : elle diffuse celle qu'elle reçoit de son étoile.
- la distance qui sépare la Terre de l'étoile est beaucoup plus importante que celle qui sépare l'exoplanète et son étoile. Le pouvoir séparateur des instruments de détection doit donc être très élevé pour pouvoir les distinguer.
Jusqu'à la fin des années 2000, les seules méthodes de détection sont des méthodes « indirectes », car elles ne détectent pas directement les photons venant de la planète.
Par la vitesse radiale
Modèle:Loupe Cette méthode est basée sur l'étude du spectre lumineux de l'étoile. Les mouvements d'un astre sont influencés par la présence d'une planète orbitant autour de lui, ce qui provoque un décalage périodique de sa position. Cela permet de déterminer la vitesse radiale grâce à l'effet Doppler-Fizeau. De la même manière que pour les binaires spectroscopiques, ceci donne des informations concernant la position de l'orbite et la masse de la planète.
Puisque cette méthode de détection est plus performante pour des vitesses radiales élevées, les exoplanètes découvertes ainsi sont généralement très massives et situées très près de leur étoile.
C'est par cette méthode que la plupart des planètes extrasolaires ont été détectées.
Par le transit
Cette méthode de détection est basée sur l'étude de la luminosité de l'étoile. En effet, si celle-ci varie périodiquement, cela peut provenir du fait qu'une planète passe devant et occulte partiellement cette dernière lors d'un transit astronomique. Cette méthode permet du même coup d'étudier la composition de l'atmosphère de la planète en transit<ref>{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Modèle:Lien web.</ref>.
Cette méthode de détection est proposée pour la première fois en 1951 par Otto Struve de l'Observatoire Yerkes de l'Université de Chicago. Elle est proposée à nouveau à deux reprises : en 1971 par Frank Rosenblatt de l'Université Cornell, puis en 1980 par William Borucki du Ames Research Center de la NASA, en Californie.
Bien que la variation de luminosité d'une étoile soit plus facilement repérable que la variation de sa vitesse radiale, cette méthode se révèle peu efficace en termes de quantité de planètes détectées par rapport à la somme des étoiles observées. En effet, elle ne peut être utilisée que dans le cas où le système stellaire observé est positionné quasiment par la tranche par rapport au Système solaire. Si on considère des orientations aléatoires des systèmes planétaires, la probabilité géométrique de détection par cette méthode est inversement proportionnelle à la distance entre l'étoile et la planète. Modèle:Qui estime à 5 % des étoiles avec une exoplanète la quantité détectable avec cette méthode. De plus, le transit astronomique peut être un phénomène rare. Ainsi, dans le Système solaire, les transits de Vénus et de Mercure ne peuvent être observés tout au plus que quelquefois par siècle.
Par astrométrie
La méthode de détection par astrométrie repose sur la détection des perturbations angulaires de la trajectoire d'une étoile. Puisque ces perturbations sont limitées, la précision des instruments actuels n'est pas encore suffisante pour détecter un système planétaire par cette méthode. La mise en place de l'instrument d'interférométrie Prima du Very Large Telescope pourrait éventuellement permettre la détection de systèmes planétaires selon cette méthode<ref>Modèle:Lien web.</ref>.
Par l'effet de microlentille gravitationnelle
Cette méthode s'appuie sur la courbure de la lumière émise par une étoile distante ou un quasar, lorsqu'un objet massif s'aligne « suffisamment » avec cette source, phénomène appelé « lentille gravitationnelle ». La distorsion de la lumière est due au champ gravitationnel de l'objet lentille, une des conséquences de la relativité générale, comme l'a décrit Albert Einstein en 1915. Il en découle un effet de lentille, formation de deux images déformées de l'étoile distante, voire davantage.
Dans le cas de la recherche d'exoplanètes, la planète cible, en orbite autour de l'étoile lentille, fournit une information supplémentaire, permettant de déterminer sa masse et sa distance de l'étoile. On parle de microlentille car la planète n'émet pas ou très peu de lumière.
Cette technique permet d'observer des astres de masse même relativement faible, puisque les observations ne s'appuient pas sur la radiation reçue.
Directe
L'utilisation combinée de systèmes de correction en temps réel appelés optique adaptative et de la coronographie a permis récemment d'observer une exoplanète directement à l'aide du VLT<ref>{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}}, mais autour d'une étoile peu brillante (naine brune) Yes, it is the Image of an Exoplanet, sur le site de l'ESO.</ref>.
D'énormes efforts sont consacrés actuellement à l'amélioration des techniques d'optique adaptative, de coronographie stellaire, et de traitement d'image, afin de développer une imagerie astronomique à très haut contraste capable de détecter des exoplanètes de la taille de la Terre.
Liste de systèmes planétaires notoires
En date du 23 février 2017, on a découvert 2688 systèmes planétaires, dont 603 sont des systèmes planétaires multiples et qui contiennent quelque 3583 planètes<ref>Modèle:Lien web.</ref>.
- Système solaire : le Soleil et son système planétaire, le premier de la sorte à avoir été découvert
- Alpha Centauri : le système le plus proche, comportant trois étoiles et entre une et trois planètes, dont Proxima Centauri b, l'exoplanète la plus proche
- Système de Liche (PSR B1257+12) - avec Poltergeist (PSR B1257+12 c), la première véritable planète extrasolaire découverte (en 1992). Le premier système planétaire autour d'un pulsar, le premier système découvert comportant plusieurs exoplanètes
- Système d'Helvetios (ou 51 Pegasi) - avec Dimidium (51 Pegasi b) qui est la première exoplanète orbitant autour d'une étoile non-dégénérée, découverte en 1995. On pense qu'il s'agit en fait d'un système protoplanétaire, c'est-à-dire en cours de formation
- Gliese 581 - avec l'exoplanète Gliese 581 g, une planète tellurique susceptible d'abriter la vie telle que connue sur Terre
- HD 10180 - système avec six planètes confirmées et une planète non confirmée<ref>{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Modèle:Lien web.</ref>. Après le Systeme solaire, c'est le système planétaire avec le plus de planètes, à égalité avec Kepler-11 et Gliese 581
- Système de Titawin (Upsilon Andromedae) - le premier système planétaire multiple découvert autour d'une étoile de la séquence principale
- Système de Ran (Epsilon Eridani) - le deuxième système le plus proche<ref>Modèle:Lien web.</ref>.
- PSR B1620-26 - le premier système planétaire découvert comportant plusieurs étoiles
- Système de Copernic (55 Cancri) - le premier système planétaire autre que le Système solaire où l'on a découvert cinq planètes en orbite
- Gliese 876 - le premier système découvert autour d'une naine rouge et le premier découvert à avoir une résonance orbitale<ref>{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Modèle:Lien web.</ref>.
- HD 69830 - contient trois planètes de masse semblable à Neptune et possède également une ceinture d'astéroïdes, le tout en une UA<ref>{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Modèle:Lien web.</ref>
- 2M1207 - le premier système imagé<ref>{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Modèle:Lien web.</ref> et le premier autour d'une naine brune
- Système de Cervantes (Mu Arae) - avec Dulcinée (Mu Arae c), le premier neptune chaud découvert
- Kepler-11 - système comprenant six planètes confirmées
- 16 Cygni - premier système planétaire à étoiles multiples (trois).
- TRAPPIST-1 - système planétaire de sept planètes autour d'une naine ultra-froide
- WASP-47 - unique système planétaire à présenter en 2018 deux planètes proches d'un Jupiter chaud et une autre planète beaucoup plus éloignée.
Notes et références
Notes
Références
Voir aussi
Bibliographie
Articles connexes
Liens externes
- Découverte d'un système planétaire au grand complet sur ciel.science-et-vie.com
