Du 30 novembre au 2 décembre j’assiste à la conférence Exosystèmes II dans laquelle on parle des étoiles et des cortèges d’exoplanètes qui leur tournent autour. Plusieurs chercheurs présentent leurs travaux concernant l'évolution, la formation, l’observation, la modélisation… de ces systèmes.

À l’heure actuelle, on connaît 4520 exoplanètes dans 3243 systèmes différents. Cette conférence donne une idée d’ensemble de tous les sujets de recherche actuels en lien avec les exoplanètes.

Je vous propose ici un résumé des conférences. Le niveau de vulgarisation de ces résumés est accessible aux étudiants en licence de physique, mais les autres aussi peuvent lire ce qui suit ! Dans tous les cas, n’hésitez pas à venir discuter ou me poser des questions sur Twitter (@MoutmoutInSpace) et sur Mastodon (@Moutmout@framapiaf.org).

Formation des planètes dans les systm̀es binaires en orbite serrée

Notre étoile, le Soleil, n’a pas de compagne, mais la plupart des étoiles de même type que le Soleil font parti d’un système multiple dans lequel plusieurs étoiles sont en orbite les unes autour des autres. Un exemple célèbre (quoique fictif) de système multiple est celui de la planète Tatouine dans Star Wars d’où on peut voir deux Soleils dans le ciel.

Dans ces systèmes multiples, on peut parfois trouver des planètes. Dans ce cas, il y a deux configurations possibles : soit les planètes orbitent le couple d'étoiles (comme Tatouine, justement), soit les planètes orbitent entre les deux étoiles. La première planète dans ce cas-là a été découverte en 2003 et à l’heure actuelle, on en connaît environ 200.

Les travaux de Philippe Thébault s’intéressent au deuxième cas (i.e. des planètes coincées entre deux étoiles). Les sytèmes binaires sont particulièrement intéressant parce qu’ils sont nombreux, mais aussi parce que les conditions qu’on y trouve sont plutôt extrêmes, ce qui en fait de bons laboratoires pour tester nos modèles de formation planétaire. D’ailleurs, les premier modèles disaient que les planètes ne pouvaient pas se former entre deux étoiles trop proches l’une de l’autre. Pourtant aujourd’hui, on connait plusieurs planètes situées entre deux étoiles espacées de moins de 20 UA.

Pour vous donner une idée de ce que ça représente, imaginez que dans le système solaire, on remplace Uranus par une étoile comme le Soleil. Et au milieu de ça, on veut voir si c’est possible de former des planètes.

À l’heure actuelle, seulement 5% de toutes les exoplanètes découvertes font partie d’un système binaire. Pourtant, la moitié des systèmes stellaires contiennent deux étoiles ou plus. Il y a deux phénomènes qui expliquent cet écart :

1. On cherche moins d’exoplanètes dans les systèmes binaires que dans les systèmes simples, parce que les signatures des exoplanètes sont plus difficiles à détecter dans les systèmes binaires. En effet, une planète peut être cachée par une deuxième (ou troisième) étoile. Ceci signifie qu’on a un biais observationnel et que la fraction d'éxoplanètes dans des systèmes binaires est sûrement plus grande que 5%.
2. Un mécanisme empêche la formation de planètes dans les systèmes binaires. Reste à trouver lequel. Et pour ça, il faut commencer par en apprendre plus sur les statistiques des exoplanètes dans des systèmes binaires.

Philippe Thébault utilise les données du télescope spatial Kepler pour regarder plein de systèmes binaires. On remarque que lorsque les étoiles dans le système binaire sont trop proches l’une de l’autre, alors il y a moins d’exoplanètes dans le système. On observe aussi que dans les systèmes binaires, les exoplanètes ont tendance à être plus massives et plus proches de leur étoile que dans les systèmes simples. Et il ne s’agit pas d’une biais observationnel !

Avec des modèles mathématiques, on détermine quelles régions dans un système binaire sont stables et peuvent permettre la présence d’une planète. Le diamètre de cette région dépend du rapport entre les masses des deux étoiles et de la distance qui les sépare. D’après ces modèles, environ la moitié des systèmes binaires pourraient abriter une planète comme la Terre. Mais il y a bien sûr d’autres paramètres à prendre en compte pour savoir si une planète peut se former.

Quand on a deux étoiles à moins de 20 UA, ça peut rendre plus compliquée la formation planétaire pour plusieurs raisons :

• Deux étoiles produisent plus de chaleur qu’une seule. Ça empêche les molécules de condenser et de former des grains.
• Les effets de marée sont plus importants dans un système double que dans un système simple. Toutes les déformations induites par les effets de marée peuvent empêcher les proto-planètes de se former.
• Il va y avoir plus de mouvement dans un système multiple. Or si les embryons de planètes se cognent à des vitesses supérieures à quelques mètres par seconde, alors les embryons vont s’erroder les uns les autres, au lieu de s’agglomérer et former de plus gros embryons.
• Le disque protoplanétaire sera tronqué à 4 UA, donc ça fait pas beaucoup de place pour que des étoiles se forment. Mais d’autres mécanismes peuvent aussi permettre la formation des planètes dans les systèmes binaires serrés (avec deux étoiles à moins de 20 UA l’une de l’autre) :
• L’orbite des deux étoiles peut changer au cours du temps. Peut-être qu’au tout début du système, les deux étoiles étaient plus éloignées. Des planètes ont pu se former, et les étoiles ne se sont rapprochées l’une de l’autre que plus tard.
• Après la formation des planètes, une deuxième étoile qui passait à côté a été « capturée » et s’est retrouvée dans le système.
• Peut-être que les mécanismes qui mènent à la formation des planètes sont différents dans les systèmes simples et dans les systèmes doubles ?

L'étoile Cen B est un exemple de cette configuration. Si vous voulez voir toutes les exoplanètes connues dans des systèmes binaires, allez jeter un œil au site exoplanet.eu.

Exoplanètes découvertes par TESS autour d'étoiles naines de type M

On s’intéresse aux exoplanètes situées autour de naines de type M pour plusieurs raisons :

• La majorité des étoiles proches du Soleil sont des étoiles M.
• Avec la méthode de transits, on regarde la variation de luminosité lorsqu’une exoplanète est alignée avec son étoile. Plus l'écart de taille entre l’exoplanète et son étoile est petite, plus la variation de luminosité sera grande. Par conséquent, plus une étoile est petite, plus c’est facile de trouver une exoplanète autour avec la méthode des transits. En plus, on peut y trouver des planètes plus petites.
• Les étoiles M sont plus froides donc la zone habitable est plus proche de l'étoile. Or c’est plus facile de trouver les exoplanètes qui sont proches de leur étoile. On a donc plus de chance de trouver une exoplanète dans la zone habitable quand on regarde une étoile M.

TESS est un télescope spatial dédié à la découverte d’exoplanètes en cherchant des baisses de luminosité des étoiles. Avec ce télescope, on a trouvé plusieurs milliers de candidats. Mais beaucoup de phénomènes qui ne sont pas la présence d’une exoplanète peuvent faire baisser la luminosité d’une étoile. Les candidats trouvés par TESS ont donc besoin d'être confirmés par des observations faites avec des télescopes au sol.

Pour confirmer ces candidats trouvés par TESS, on utilise un instrument situé à La Silla, au Chili, du nom de ExTrA. ExTrA utilise trois télescopes qui observent dans le proche infrarouge pour regarder les variations de luminosité des étoiles cibles. On peut ainsi confirmer que ces variations sont causées par une exoplanète et on peut en déduire la période orbitale et le rayon de l’exoplanète.

Par exemple, avec ExTrA, on a découvert qu’un des candidats trouvé par TESS n'était pas une exoplanète, mais une étoile compagne.

Ces observations permettent aussi de détecter les petites variations dans les temps de transit (VTT). Les VTT sont particulièrement intéressantes, car elles peuvent être causées par la présence d’une autre exoplanète qu’on a pas encore vu.

La première découverte faite avec ExTrA, c’est une mini-Neptune du nom de TOI-268b. Pour en apprendre plus à son sujet, on a combiné les observations de TESS et ExTrA avec celles de HARS et LCO-CTIO. Ça nous a notamment permis d’apprendre que son orbite est très elliptique. C’est surprenant, car les orbites des planètes ont plutôt tendance à devenir de plus en plus circulaires avec le temps, et on ne sait toujours pas pourquoi ce n’est pas le cas de TOI-268b.

Impact de la rotation stellaire sur les systèmes planétaires

Antoine Strugarek s’intéresse à la façon dont les exoplanètes évoluent lorsque leurs étoiles sont en milieu de vie, dans les systèmes avec une seule étoile. Pour ça, les données du télescope spatial Kepler sont utilisées.

On connaît très peu d’exoplanètes en orbite serrée autour d’une étoile qui tourne très vite sur elle-même (on appelle ces étoiles des rotateurs rapides). Autour de ces rotateurs rapides, on trouve des planètes en orbite longue, mais très peu en orbite courte. Et il semblerait que ce ne soit pas un biais observationel ! Reste à comprendre pourquoi… Est-ce qu’il y a une propriété des rotateurs rapides qui empêche la formation planétaire ? Parmi les pistes de réponses à explorer :

• Le champ magnétique de l'étoile pourrait être trop fort pour que des exoplanètes puissent se former.
• Des conditions initiales liées à la rotation rapide de l'étoile pourraient empêcher la formation de planètes.
• Les effets de marée pourraient avoir un impact sur la migration des exoplanètes, qui resteraient donc loin de leurs étoiles.
• D’autres types d’interactions entre les étoiles et leurs planètes pourraient entrer en jeu.

La première chose à faire pour comprendre ce qui pourrait empêcher la formation planétaire autour des rotateurs rapides, c’est de trouver plein de rotateurs rapides et faire des statistiques dessus. La vitesse de rotation d’une étoile est difficile à observer. Une méthode de machine learning est utilisée pour déterminer ces vitesses de rotation sur un grand nombre d'étoiles.

On construit ensuite un modèle avec toute la physique qu’on connait pour comparer le résultat du modèle aux observations. Et si ça colle pas, c’est qu’il nous reste des trucs à comprendre. Dans le modèle utilisé ici, on considère qu’une étoile a deux couches qui peuvent tourner à des vitesses différentes et on prend en compte les effets de marée, l'évolution dynamique, le champ magnétique et le vent stellaire.

Un rotateur rapide va avoir des effets différents sur les exoplanètes autour en fonction de la taille de l’exoplanète. Pour les exoplanètes géantes proches de leur étoile, les effets de marée sont dominants, alors que pour les petites planètes, ce sont les effets liés au champ magnétique qui sont dominants. Pour les planètes intermédiaires, ça peut être compliqué, et il faut voir au cas par cas.

Pour finir, la question « pourquoi y a-t-il si peu de planètes proches des rotateurs rapides ? » reste ouverte, et il y a encore de la recherche à faire sur la question.

Lien entre les super-Terres proches de leurs étoiles et les Jupiters froids

Les super-Terres sont des exoplanètes rocheuses un peu plus grandes que notre propre planète (jusqu'à deux fois le rayon de la Terre et jusqu'à 20 fois sa masse). Elles sont très nombreuses autour des autres étoiles, mais il n’y en a de toute évidence pas dans notre Système Solaire. Du coup, on s’interroge sur les mécanismes qui mènent à la formation de ces exoplanètes. En particulier, on voudrait savoir s’il y a un lien entre la formation d’une exoplanète de type Jupiter-froide et la formation d’une super-Terre.

Les Jupiter-froides pourraient piéger les super-Terres dans le système planétaire et auraient un impact sur leur migration. Dans ce cas, on observera une correlation entre la présence d’une super-Terre et d’une Jupiter-froide dans un système planétaire.

Pour répondre à ces questions, on observe des systèmes d’exoplanètes. Une campagne d’observation des systèmes avec des Jupiter-froides et des super-Terres est en cours.

Pour observer ces super-Terres en imagerie directe, il faut un grand télescope (pour avoir une meilleure résolution angulaire) avec un coronographe (pour que la planète ne soit pas masquée par la lumière de l'étoile). Et il faut observer en infrarouge, car c’est à ces longueurs d’ondes que les exoplanètes émettent le plus de lumière. Les instruments utilisés qui remplissent ces critères : les instruments SPHERE-IRDIS et SPHERE-IFS sur le Very Large Telescope (VLT).

Lorsqu’on voit un point brillant dans une de ces images, ça peut être une exoplanète autour de l'étoile. Mais ça peut aussi être un artefact instrumental ou une étoile devant ou derrière celle qui nous intéresse. La première question à se poser face à ces images est donc « est-ce que le point qu’on voit appartient bien au système planétaire ? ».

En pratique, il y a des exemples d’images dans lesquelles on ne sait pas si un point brillant dans une image appartient au système planétaire ou non. En 2017, on a observé une exoplanète de type super-Jupiter autour d’une étoile naine de type M. Vu la distance entre l’exoplanète et son étoile, elle a une période orbitale de 10 ans. Mais a priori, on ne sait pas si cet objet est gravitationnellement lié à l'étoile. Célia Desgrange a donc fait une demande de temps télescope pour l’observer à nouveau en 2022. Si le point lumineux s’est déplacé de l’autre côté de l’image par rapport à l'étoile, ça veut dire que c’est une exoplanète en orbite. Si le point lumineux s’est éloigné de l'étoile, ça veut dire que c’est autre chose. La campagne d’observation pour ce projet est en cours et on attend les résultats.

Impact des marées sur l’architecture d’un système

Les exoplanètes proches de leur étoile sont plus faciles à observer. On en connaît donc beaucoup, mais c’est pas pour autant qu’elles sont plus nombreuses que les exoplanètes plus éloignées de leur étoile. Ces exoplanètes très proches de leur étoile (typiquement avec une période orbitale inférieure à 10 jours) vont subir des effets de marée très importants, ce qui aura pour effet de modifier leurs orbites.

Dans les premier modèles de systèmes planétaires, on représentait les exoplanètes par des points. Mais cette approximation ne permet pas de décrire ce qu’on observe en vrai. En effet, sur les objets tridimensionnels, on voit des effets de marée tels que avec notamment une redistribution de la masse, avec la formation de bourelets de marée, ce qui donne aux objets célestes une forme de ballon de rugby. Cette forme oblique va provoquer la précession des orbites (quand l’ellipse de l’orbite tourne petit à petit), et une variation du rayon des orbites (qu’on appelle migration).

D’après les lois de Kepler, quand on a deux corps en orbite l’un autour de l’autre, il y a un rayon d’orbite pour lequel la période orbitale est la même que la période de rotation d’une des deux corps. On appelle ce rayon le rayon de co-rotation. C’est par exemple le cas de la Terre et de la Lune : la Lune tourne sur elle-même une fois par orbite.

Dans le cas du système Terre-Lune, la Terre tourne plus vite sur elle-même que la Lune. Avec les effets de marée, la Lune s'éloigne petit à petit à cause de la conservation du moment. Dans d’autres systèmes (par exemple, avec certaines Jupiter-chaudes comme la planète WASP-12b), l'étoile tourne moins vite que l’exoplanète, donc l’exoplanète se rapproche de son étoile.

Les marées ont aussi pour effet de réduire l’eccentricité et l’inclinaison des orbites. Dans les systèmes planétaires jeunes en particulier, les effets de marée vont dissiper de l'énergie et avoir un impact important sur les jeunes exoplanètes.

Pour étudier ces marées et leurs effets sur la formation des systèmes planétaires, nom utilise le modèle ESPEM qui permet de modéliser leur dynamique, et y ajout la physique liée aux effets de marée.

TRAPPIST-1

Le système TRAPPIST-1 est particulièrement intéressant car il contient beaucoup de planètes, et deux de ces planètes sont dans la zone habitable de l'étoile.

Les chercheurs ont du mal à déterminer la masse des deux planètes internes. À chaque transit qu’on observe, on trouve une valeur différente pour leurs masses à cause de variations dans le temps de transit. Ces variations de temps de transit peuvent être causées par des effets relativistes (dans notre propre système solaire, cette effet est notable sur Mercure. Son orbite a une forte précession à cause d’effets liés à la relativité générale).

Mais ces variations peuvent aussi être causées par des effets de marée. Ces effets de marée sont d’autant plus importants dans le cas d’une exoplanète avec un océan de magma.

Pour déterminer la masse des deux exoplanètes les plus proches de l'étoile dans le système TRAPPIST-1, nom a créé de nouveaux modèles qui permettent de représenter les différentes couches des exoplanètes, avec potentiellement des couches liquides. Ces nouveaux modèles donnent de meilleurs résultats, mais il reste encore du travail à faire avant qu’on comprenne tout à fait ce qu’il se passe dans ce système.

Obliquités des exoplanètes

On s’intéresse maintenant à l’angle qu’il peut y avoir entre le plan équatorial et le plan d’orbite d’une exoplanète. Cet angle – qu’on appelle obliquité – a une grande influence sur le climat d’une planète ou d’une exoplanète.

Hélas, c’est très difficile dans la plupart des cas de le mesurer. On essaye donc plutôt de trouver des quantités observables desquelles on peut déduire l’obliquité.

L’orientation de l’axe de rotation d’une exoplanète va changer (mais sans que l’obliquité ne change) au cours du temps par un phénomène qu’on appelle précession. La vitesse de la précession est proportionnelle à l’obliquité.

On pense que beaucoup d’exoplanètes ont des lunes. Mais à l’heure actuelle, on ne sait pas encore observer ces lunes. La présence d’une lune a un effet important sur la dynamique de la planète hôte. En effet, une lune va avoir un effet gravitationnel sur le bourelet de marée de sa planète hôte. C’est le cas, par exemple, pour le système Terre-Lune, où la Lune a rendu l’obliquité de la Terre stable dans le temps. Mais une lune peut aussi accélérer la précession de sa planète hôte.

Dans le système solaire, les lunes qui sont proches de leur planète hôte ont tendance à être proches du plan équatorial de la planète, tandis que les lunes éloignées sont plus souvent dans le plan de l’orbite de la planète.

De même que les planètes peuvent migrer dans leur orbite autour d’une étoile, les lunes peuvent migrer et se rapprocher ou s'éloigner de leur planète hôte. Dans le système solaire, on sait que Titan s'éloigne de Saturne. En migrant, les lunes peuvent influer sur l’obliquité de leur planète hôte. Par exemple, l’obliquité de Jupiter va augmenter dans les milliards d’années à venir à cause de la migration des satellites galiléens.

Même des petits satellites peuvent avoir un effet important sur l’obliquité d’une planète. Mais ils ne sont quand même pas suffisants pour expliquer pourquoi Uranus a une obliquité de 90°.

Parfois, il arrive qu’une lune franchisse la limite de Roche de sa planète hôte. Elle est alors détruite par les effets de marée qui la tiraillent et peut former un anneau de débris rocheux autour de la planète (semblable aux anneaux de Saturne). Certaines exoplanètes – qu’on appelle super-puffs – sont plutôt loin de leur étoile hôte et ont une densité très faible. Ces super-puffs pourraient être des exoplanètes avec un anneau vues par le pôle.

Marées non-linéaire dans la zone convective d'étoiles peu massives ou de géantes gazeuses

Plus une exoplanète est proche de son étoile hôte, plus les effets de marée sont importants. Heureusement, la plupart des exoplanètes connues sont proches de leur étoile, donc on a plein d’exemples à étudier pour mieux comprendre tous les effets liés aux marées !

Plus précisément, l’amplitude des phénomènes de marée dépend du rapport de masse et de la distance entre l’exoplanète et son étoile.

Dans la partie externe des étoiles comme notre Soleil, le transfert radiatif se produit principalement par convection. Dans cette zone convective, il y a des ondes inertielles qui se propagent à cause de la rotation de l'étoile. D’ailleurs, les planètes géantes comme Jupiter peuvent aussi avoir une zone convective. Et cette zone convective va dissiper de l'énergie liée aux effets de marée.

En étudiant ces phénomènes de dissipation d'énergie, on espère remonter à d’autres paramètres d’une exoplanète, tels que l’obliquité. Mais calcul cette dissipation, c’est compliqué, puisqu’elle dépend du champ magnétique, de la rotation différentielle,…

Pour voir si on arrive à comprendre ce qu’il se passe, on modélise la zone convective de petites étoiles ou de géantes gazeuses. Pour l’instant, on ne sait pas à quel point le résultat de ces modèles est réaliste, donc il reste du travail à faire, notamment en intégrant d’autres phénomènes physiques tels que la magnétohydrodynamique.

Conclusion

C’est la fin de cette première demi-journée. Vous pouvez lire la suite des résumés ici.