Attention: j'ai écrit cette page le 15 octobre 2001, il y a plus de 15 ans. Il est évident que bien des découvertes ont eu lieu depuis. Je la conserve à titre d'archive uniquement.
Cette confrontation des modèles aux observations aidera à rompre avec la démarche, la seule possible depuis Descartes, des scénarios reconstituant l'histoire du système solaire uniquement à partir de son état actuel.
Ce champ de réflexion a été ouvert par Epicure en 300 avant JC, mais ce n'est que 23 siècles plus tard, avec l'accroissement de la sensibilité des instruments, qu'il a commencé à devenir un véritable champ de recherche. C'est seulement depuis quelques années que la situation s'est débloquée avec la découverte de trois objets de masse tellurique en 1993 autour de pulsasr (Wolszczan, 1994) et quatre objets de masse jovienne autour d'étoiles de type solaire en 1995/96 (Mayor et Queloz, 1995; Marcy et al. 1996).
Les trois premières, découvertes autour d'un pulsar, sont atypiques dans la mesure où elles se sont formées dans des conditions "Post-mortem", très différentes de celles qui prévalent dans les disques circumstellaires autour des étoiles jeunes, mais aussi impropres à un éventuel développement de la vie. Les quatre autres sont, de ce point de vue, plus à même de nous aider à comprendre la formation des systèmes planétaires en contraignant davantage les modèles. Toutes les planètes découvertes à ce jour sont plus proches de l'étoile que Jupiter du soleil, ce qui pose de sérieux problèmes aux modèles actuels de formation des géantes gazeuses. On remarque, en particulier, la présence assez fréquente (dans plus de 5% des cas) de planètes géantes à seulement une dizaine de rayons stellaires, les ``Jupiters chauds" (cf. la table 1 ci-dessous). Cela laisse d'ailleurs penser que la détection d'un plus grand nombre de Jupiters aidera à mieux comprendre leur origine ainsi que leur rôle dans la formation et l'évolution d'un système planétaire.
Après la découverte de Jupiters autour d'étoiles du type solaire, le prochain tournant majeur est clairement la découverte d'objets telluriques (planètes achevées ou embryons de géantes gazeuses) à un stade d'évolution concomitant ou antérieur à celui du système stellaire. Outre leur importance astrophysique, elles ont aussi une grande signification dans le domaine de l'exobiologie, qui semble promis à un grand avenir. Nous vivons à une époque passionnante où les réponses à ces questions deviennent possibles par l'observation.
La détection de planètes "telluriques" reste un grand défi et constitue le prochain grand tournant attendu en astronomie. Elle s'inscrit dans une approche pas-à-pas visant à rechercher successivement:
Leur détection autour d'étoiles de type solaire est très difficile du fait de leur petite masse. Plusieurs méthodes de détection sont envisageables: l'imagerie, l'astrométrie, les vitesses radiales, le chronométrage , l'amplification gravitationnelle, les occultations. En attendant la réalisation de projets spatiaux ambitieux (interféromètres, coronographes...), il n'y a que deux méthodes envisageables pour la détection de planètes telluriques, l'amplification gravitationnelle et les occultations. Comme le souligne le rapport Townes (Comments on the Blue Ribbon Panel on ExNPS), les amplifications gravitationnelles ne permettront de déterminer que la fréquence statistique de planètes à plusieurs kpc, alors que nous avons besoin de détecter des Terres à quelques pc du Soleil (afin de pouvoir les étudier ultérieurement plus en détail). La méthode des occultations ou méthode des transits, permet au contraire de déterminer la période orbitale avec précision et la taille de la planète. Pour des planètes suffisamment proches de leur étoile, elle pourrait, permettre d'étudier la composition chimique de leur atmosphère (à cause de l'absorption différentielle du rayonnement de l'étoile). Cette méthode nécessite cependant une photométrie à haute précision ( - ) et une observation en continue sur une longue durée (plusieurs mois). A l'heure actuelle ces deux exigences ne peuvent être satisfaites simultanément par des observations depuis le sol.
Il est évidemment nécessaire d'estimer quelle est la proportion d'étoiles de type solaire accompagnée à priori d'au moins une planète. Pour les planètes joviennes, ce chiffre serait de l'ordre de 5% dans le voisinage solaire (Marcy et al. 1996). Il est en accord qualitatif avec les observations de Zuckermann et al. (1995) qui trouvent qu'environ 10% des étoiles jeunes sont accompagnées d'un nuage d'hydrogène; pour les autres, le vent stellaire a soufflé le gaz, empêchant ainsi les Jupiters de se former. Quant aux planètes telluriques, leur formation à partir de planetésimaux, très peu sensibles au vent stellaire, n'est pas inhibée. Comme 50% des étoiles jeunes ont un disque de poussière (Beckwith, 1993), il est raisonnable de supposer à priori que la moitié des étoiles ont des planètes telluriques. Les estimations quantitatives sont basées sur cette hypothèse.
Il faut aussi souligner que pour ces estimations il ne convient pas d'utiliser pour échelles de distance celles du système solaire pris comme exemple; en effet pour les planètes trouvées à ce jour, soit les orbites sont plus serrées que dans le Système Solaire (Mayor et Queloz 1995, Marcy et Butler 1996), soit les masses des planètes telluriques sont supérieures à celle de la Terre (Wolszczan, 1994).
Notons enfin que l'ESA et la NASA envisagent toutes deux de développer des programmes très ambitieux visant à déceler des signes d'activité biologique en dehors de notre système solaire. La découverte de planètes telluriques par COROT constituerait donc une phase probatoire indispensable à ces grands programmes.
L'objectif principal du programme COROS par exemple est la détection de planètes de type tellurique par la méthode des occultations. La détection sera optimum pour des planètes ayant les dimensions de la Terre mais situées au niveau de l'orbite de Mercure. Néanmoins un autre objectif important pourra également être atteint avec le même instrument: l'augmentation de l'échantillon statistique des planètes géantes extrasolaires ainsi que la détermination de leur albédo. Il est en effet important de connaître la fréquence de formation de ces planètes dans les systèmes planétaires ainsi que leur rôle dans l'évolution ultérieure du système. Il faudrait également confirmer que la détection des 'Jupiters proches', tels que 51 Peg B, ne sont pas des artefacts de la méthode des vitesses radiales, comme cela a été récemment suggéré (Gray, 1997). L'albédo, lui, est nécessaire pour discriminer entre planètes gazeuses et planètes telluriques. La méthode utilisée pour cet objectif secondaire est soit la même que celle utilisée pour l'objectif principal, soit une méthode dérivée de celle-ci et qui étudie les variations de la lumière de l'étoile réfléchie par la planète.
Par ailleurs, il faut noter qu'il sera vraisemblablement possible de détecter par occultation d'autres types d'objets, tels que satellites de planètes géantes ou anneaux planétaires.
"Voir" une exoplanète tellurique proche (autour d'une étoile proche du soleil), revient à chercher à observer un ver luisant situé à 40 m d'un phare braqué sur le Terre, et le tout à 80000 km au-dessus de nos têtes (1/5ème de la distance Terre-Lune). Autrement dit, il faut détecter un objet 10 millions de fois moins lumineux que son étoile centrale, mais situé angulairement à 0.1 seconde d'angle (5e-7 radian) de celle-ci, cette distance angulaire correspondant au système Terre-Soleil, tel qu'il serait vu depuis une étoile proche telle Pollux (Gémeaux), Arcturus (Bouvier) ou Véga (Lyre).
Les méthodes de détection actuellement mises en oeuvre pour la recherche des exoplanètes, et qui ont conduit jusqu'ici à la découverte de quelques dizaines d'objets, sont des méthodes dites indirectes: les planètes sont détectées par l'observation et la mesure très précise des mouvements qu'elles impriment à leur astre central (astrométrie, vitesses radiales) ou par les effets qu'elles produisent sur la luminosité de l'astre lui même (transit, microlensing). Ces diverses méthodes ne permettent pas de "voir" directement la planète détectée, et encore moins d'en faire une analyse spectroscopique, capable de nous renseigner à distance sur la composition superficielle de ces objets.
La stratégie d'observation consiste à suivre photométriquement une étoile sur de longues durées (plusieurs mois) afin de mettre en évidence des variations périodiques correspondants à des occultations successives de l'étoile par une éventuelle planète. La durée minimale nécessaire pour avoir une détection non ambigüe est de trois périodes de révolution de la planète cherchée autour de l'étoile:
Le mouvement d'une planète en orbite autour d'une étoile se manifeste par une modulation du rayonnement émis. La probabilité géométrique de détection est de 100%, alors qu'elle n'est que de 1 à 10% pour la méthode des occultations. Par contre cette méthode de détection n'est optimale que pour les planètes proches de leur étoile (elle est plus efficace que la méthode des occultations à des distances orbitales inférieures à 0.2 UA).
L'interférométrie infrarouge depuis l'espace permettrait de détecter des planètes de taille terrestre gravitant à faible distance d'étoiles situées jusqu'à 50 années-lumières, et d'étudier leur composition atmosphérique.
La mission DARWIN, si elle est finalement retenue par l'Agence Spatiale Européenne (ESA) devrait permettre, dès 2020, d'étudier les nouvelles planètes extra-solaires et d'y découvrir d'éventuelles traces de vie primitive. Le développement du concept instrumental fait apparaître un certain nombre de points clé tant scientifiques que technologiques.
Une vue d'artiste du dispositifs de télescopes spatiaux à infrarouge du projet Darwin.
