La découverte des premières planètes extra-solaires autour d’un pulsar (1992) puis d’une étoile de type solaire (1995) avec des instruments de plus en plus performants a ouvert une nouvelle ère en astronomie: Nous présenterons un modèle sur la formation de notre système solaire Nous passerons ensuite en revue les différentes méthodes de détection des nouvelles planètes dites extra-solaires Nous établirons l’état des lieux des planètes détectées jusqu’à ce jour..

Nous ne sommes plus seuls! En effet, depuis 1995, la présence de 105 planètes a été confirmée autour de 91 étoiles. De nouvelles candidates sont annoncées fréquemment et d'autres attendent confirmation. Ce qui fait que maintenant, on peut presque conclure que les systèmes planétaires sont la norme plutôt que l'exception. Mais ces planètes sont pour la plupart gigantesques et on n'en a pas encore trouvées de semblable à la Terre. Cependant, il faut noter que ces planètes n'ont pas été vues comme telles mais furent détectées par les perturbations qu'elles provoquent sur leur étoile-mère.

Un grand nuage d’hélium et d’hydrogène animé d’un mouvement de rotation commence à s’effondrer il y a 5 milliards d’années. Le nuage est déjà pollué par des grains de poussières de premières générations d’étoiles massives ce qui expliquera l’existence des roches et autres éléments La nébuleuse solaire s’effondre sa faible rotation augmente a cause de la conservation du moment angulaire A cause de la force centrifuge la nébuleuse s’aplatit en forme de disque.Tandis que le noyau se transforme en proto-étoile

Près de la proto-étoile, le disque est plus chaud, plus dense et contient plus de matière. dans toute la nébuleuse les roches et les métaux se condensent mais les éléments comme l’eau, le méthane, l’ammoniaque qui se trouvent dans les régions extérieures plus froides du disque, se condensent sous forment de glaces. Les particules solides s’entrechoquent et se collent ensembles pour créer des planètisimaux En accrètant en plus, les différentes glaces et les molécules légères qui se sont condensées à cause du froid, les planètisimaux extérieurs deviennent des planètes géantes. La proto-étoile continu à s’effondrer, les réactions nucléaires s’amorcent provoquant un fort vent stellaire qui balaie toute la nébuleuse Il ne reste plus que les gros planétisimaux ceux qui ont absorbés les plus petits et qui sont aujourd’hui devenus nos planètes.

Le nuage moléculaire ou nébuleuse a une rotation lente et commence à s’effondrer Une proto étoile se forme à partir du gaz et les éléments de planètes ou planètisimaux à partir de la poussière. Le nuage continue à se condenser et s’aplatit en forme de crêpe. La protoétoile apparaît lorsque près de l’étoile la poussière est vaporisée et que le gaz est soufflé. La nébuleuse se dissipe. Seulement l’étoile, et les planètes qui se sont formés subsistent.

Planètes géantes Planètes telluriques

Température à laquelle quelques éléments rocheux et métalliques se sont condensés dans la nébuleuse solaire primordiale La température chute avec la distance de la proto-etoile Proto- étoile Glace Fer, Nickel

Mercure Mars Venus

Neptune Uranus

Jupiter Uranus Neptune Pluton Saturne Mars Terre Vénus Mercure Astéroides

Les aires hachurées sont balayées dans le même temps et elles sont égales La planète met le même temps pour aller de P1 à P2 et de P3 à P4 P1 P2 P3 P4

Est-ce possible que quelque part, orbitant autour d’une autre étoile, peut être au fond de notre galaxie ou dans d’autre galaxies, il y ait une planète identique a la notre? Cette question intrigue les scientifiques les écrivains de science fiction …depuis longtemps. Mais comment pouvons nous savoir si de telles planètes existent? Sommes nous seul dans l’univers?

Une planète est un objet qui a une masse comprise entre celle de Pluton et le seuil de combustion du Deuterium (12 M Jupiter ~ 3 millions de degrés) et qui forme une orbite autour d’un objet capable de générer de l’énergie par réaction nucléaire Entre 12 et 85 Masse Jupiter ou 0.08 M solaire naines brunes

Deuterium ou Hydrogène lourd Helium 2 e + positron neutrino  rayon gamma Chaîne proton- proton

Méthode par imagerie directe Méthodes des vitesses radiales Méthode des transits Méthode par microlensing

Planète découverte par imagerie directe Bande visibleBande infrarouge Gliese 229B Gliese 229A

Evidence de formation de planètes dans la nébuleuse d’ ORION Des nouvelles photos du télescope Hubble semblent mettre en évidence des planètes en cours de formation à l’intérieur des disques de jeunes étoiles dans Orion 90% du disque est dissipé par les rayons ultra violet destructeurs. Dans les 10% restant, les particules continuent à s’accumuler pour devenir d’éventuelles planètes

Une planète en exerçant une petite attraction gravitationnelle sur son étoile parente provoque une oscillation de celle-ci. L’amplitude du mouvement dépend de sa distance orbitale et de la masse de la planète Le mouvement de l’étoile parente est détectable avec l’effet Doppler. Un déplacement périodique de la lumière de l’étoile révèle la présence d’une planète Actuellement nous sommes capable de mesurer des vitesses radiales avec une précision de 8 m/s pour Elodie et < 5m/s pour Coralie et cela à des distances de plusieurs parsecs

Télescope Euler (1.2m) + Coralie à la Silla, actuellement le meilleur chasseur de planètes (Vitesses radiales < 5m/s)

Hautes fréquences Basses fréquences

L’étoile HD187123

5.7

Paramètres de la planète

Paramètres de l’étoile

Méthode des transits HD Diamètre ~ 1.6 fois Celui de Jupiter

Première détection directe, avec le HST, de l’atmosphère d’une planète, autour d’une étoile autre que notre soleil Cette étoile de type solaire appelé HD est située à 150 années lumière dans la constellation de Pegase

La composition de l’atmosphère fut confirmée au moment du passage de la planète devant son étoile mère. La lumière de l’étoile en traversant l’atmosphère a permis grâce à l’utilisation du spectromètre de Hubble de détecter les raies du sodium de l’atmosphère de la planète

Une atmosphère d'hydrogène vient d'être observée pour la première fois autour d'une planète extra-solaire. Cette atmosphère est chaude et extrêmement étendue : la planète s'évapore. Cette découverte obtenue avec le Télescope spatial Hubble pourrait expliquer le "désert de planète", c'est à dire l'absence de planète à moins de 7 millions de kilomètres de leur étoile. Les planètes trop proches de leur étoile peuvent "fondre comme neige au Soleil", disparaître, ne laissant finalement que leur noyau central.

Aujourd’hui, environ 105 planètes sont connues en dehors de notre système solaire. Maintenant une nouvelle aventure commence: La recherche de systèmes planétaires identiques au notre… Le chemin sera long très long…

Masses et rayons orbitaux de planètes connues Demi_axe orbital en unités astronomiques (UA)

La lumière est déviée lorsqu’elle passe près d’un objet massif. Quand un objet (L) passe entre la terre est une étoile plus distante (S) son champ gravitationnel se comporte comme une lentille qui courbe et focalise la lumière provenant de (S) Si cet objet (L) se trouve exactement en face de l’étoile (S), l’image formée par la lentille gravitationnelle (L) est un anneau appelé ‘anneau d’Einstein’ provoquant une amplification de l’étoile la plus distante (S). S L Terre Anneau d’Einstein Lentille gravitationnelle

Une lentille gravitationnelle (étoile) influence la quantité de lumière reçue d’une étoile située en arrière plan. Une planète orbitant autour ce cette lentille peut elle aussi influencer ? L’influence de la planète sera petite est apparaîtra comme un défaut sur le profil lissé Recherche de planètes par ‘Microlensing’ Amplification par la lentille gravitationnelle seule Amplification par la lentille + planète

R = 20 Taux d'apparition d'étoiles dans notre Galaxie f(p) = 0.5 Fraction d'étoiles possédant des planètes n(e) = 1 Nombre de planètes gravitant autour de l’étoile et susceptibles d’accueillir la vie f(l) = 0.2 La fraction des planètes "écosphériques vivantes" f(i) = 1 La fraction des planètes "vivantes intelligentes" f(c) = 0.5 La fraction des civilisations communicantes L = 1000 La durée de survie des civilisations communicantes (années) N = Le nombre de civilisation communicante dans la Galaxie N = 20 * 0,5 * 1 * 0,2 * 1 * 0,5 * L D'où : N = L. =1000 ans Ainsi, avec ces termes, le nombre de civilisations capable de communiquer dans notre Galaxie est égale au nombre d'année durant laquelle une telle civilisation peut survivre! Equation de Drake

Conclusion C’est la première fois que nous pouvons répondre à l’antique question: Y a t’il quelque part, autour d’autres étoiles, un monde comme le notre? Seront tels que les observations pourront se tourner vers la recherche systématique d’autres planètes dans les systèmes déjà trouvés pour y déceler les planètes situées dans la zone d’habitabilité. Il sera alors possible à partir d’observations spectroscopique de trouver des signatures de chimies prébiotiques mais pour le moment …. Dans les prochaines années, les progrès techniques avec les projets spatiaux COROT (CNES) pour la méthode des transits GAIA (ESA) pour l’astrométrie IRSI (ESA) pour la spectro-imagerie, etc …

Volcan sur le satellite de Jupiter Io

Formation du système solaire Un grand nuage d’hélium et d’hydrogène animé d’un mouvement de rotation s’effondre. Ce nuage contient aussi une petite quantité d’éléments plus lourds tel que le carbone, le sodium, le nickel etc …provenant de l’explosion ou de vents d’étoiles principalement massives. Le nuage à cause de la conservation du mouvement, comme un patineur qui baisse ses bras, tourne de plus en plus vite suite à l’effondrement et prend la forme d’un disque Les planètes et l’étoile apparaissent après que le nuage ait atteint ce stade d’évolution