Exoplanète

Vue d'artiste des 3 étoiles de l'exoplanète HD 188753 Ab (l'une des étoiles étant couchée), à partir d'un hypothétique satellite de cette dernière

Une exoplanète, ou planète extrasolaire, est, en termes simples, une planète en orbite autour d'une étoile autre que le Soleil. En réalité, cette définition est imprécise et peut être interprétée de façon inexacte à cause d'une imprécision sur les mots ; elle n'est donc pas utilisée telle quelle par les instances astronomiques. La définition actuelle d'une exoplanète est bien celle indiquée juste avant mais en utilisant une définition plus générale de planète (voir ci-dessous) que la définition des planètes de l'UAI.

Initialement le terme était seulement utilisé pour qualifier les planètes en orbite autour d'autres étoiles. Cependant avec la récente prise de conscience de la possible existence puis la découverte effective de « planètes errantes », c'est-à-dire n'étant liées par la gravité à aucune étoile, et qui seraient peut-être même plus nombreuses que les planètes au sens traditionnel, et d'autre part de planètes pouvant graviter autour de trous noirs, le besoin s'est rapidement fait sentir au sein de la communauté scientifique d'élargir cette définition, jugée trop restrictive et désuète. Néanmoins cette définition étendue n'est pas acceptée par tout le monde, et certains (y compris l'Union astronomique internationale (UAI) elle-même, seule décisionnaire officielle en la matière) préfèrent parler de sous-naines brunes en ce qui concerne les « planètes errantes ». On tâchera ici de suivre la définition officielle de l'UAI et l'on précisera de quoi l'on parle s'il est question à un moment de « planète errante ».

Dès le XVI^e siècle apparaît l'idée de planètes hors du Système solaire, mais c'est au cours du XIX^e siècle que les exoplanètes sont devenues l'objet de recherches de quelques scientifiques. Beaucoup d'astronomes supposaient qu'elles pouvaient exister, mais aucun moyen technique d'observation ne permettait de prouver leur existence. On ne pouvait pas les rechercher, les dénombrer ou savoir si elles étaient similaires ou non aux planètes connues de notre propre Système solaire. La distance mais aussi le manque de luminosité de ces objets célestes si petits en comparaison des étoiles autour desquelles ils orbitent rendaient leur détection impossible. Ce n'est que dans les années 1990 que les premières exoplanètes sont détectées de manière indirecte, puis depuis 2008 de manière directe. La plupart des autres ont été détectées grâce à l'effet Doppler. La plupart des exoplanètes découvertes à ce jour orbitent autour d'étoiles situées à moins de 400 années-lumière du Système solaire. En date du 7 janvier 2013, 854 exoplanètes ont été confirmées, presque toutes de masse supérieure à celle de la Terre, dans 673 systèmes planétaires dont 126 multiples, et 186 exoplanètes supplémentaires sont en attente de confirmation et/ou contestées. Le 1^er février 2011, la NASA annonce la découverte de 1 235 exoplanètes candidates par la sonde Kepler, puis de 1 091 candidates supplémentaires de cette même sonde en mars 2012, et enfin de 461 nouvelles planètes le 7 janvier 2013, pour un total aujourd'hui de 2 740 candidats pour cette sonde. En réalité, selon dernières estimations, il existerait au moins 100 milliards de planètes rien que dans notre galaxie, dont au moins 17 milliards de planète de « taille terrestre » (soit au moins une étoile sur six en estimant que la Galaxie contient environ cent milliards d'étoiles).

Un biais dans les méthodes de détection utilisées fait que l'on a détecté majoritairement des planètes assez particulières comparées à celles présentes dans le Système solaire, en particulier des planètes très massives et très proches de leur étoile hôte. La découverte de ces planètes a obligé les astronomes à revoir les modèles de formation des systèmes planétaires qu'ils avaient élaborés en se basant sur notre seul Système solaire alors connu.

Depuis que les méthodes se sont améliorées, nombre de travaux dans ce domaine visent à mettre en évidence des planètes ressemblant à la Terre et pouvant héberger une vie comparable à celle qui y existe.

Définition

Communément, on appelle « planète extrasolaire » toute planète orbitant autour d'une autre étoile que le Soleil. Cependant, cette définition, bien que simple et instinctive, n'est pas stricto sensu la définition exacte utilisée aujourd'hui dans le milieu astronomique. En fait, tout dépend de ce que l'on considère réellement comme une « planète » hors de notre Système solaire…

En effet, la définition officielle d'une planète adoptée en août 2006 par l'Union astronomique internationale (UAI) ne concerne que les objets du Système solaire et ne s'applique pas aux exoplanètes. À l'heure actuelle, la seule définition de l'UAI qui concerne les exoplanètes est une définition de travail donnée en 2002 et modifiée en 2003. Cette définition, plus générale et qui concerne toutes les planètes y compris nos propres planètes du Système solaire, contient les critères suivants :

« 

• Les objets avec une masse vraie en deçà de la masse limite permettant la fusion thermonucléaire du deutérium (actuellement calculée comme valant 13 fois la masse de Jupiter pour des objets de métallicité solaire) qui orbitent autour d'étoiles ou de rémanents stellaires sont des « planètes » (peu importe comment ils se sont formés). La masse/taille minimale requise pour qu'un objet extrasolaire soit considéré comme une planète devrait être la même que celle utilisée dans notre Système solaire.
• Les objets substellaires avec des masses vraies au-delà de la masse limite permettant la fusion thermonucléaire du deutérium sont des « naines brunes », peu importe comment ils se sont formés ou où ils se trouvent.
• Les objets flottant librement dans de jeunes amas stellaires avec des masses en deçà de la masse limite permettant la fusion thermonucléaire du deutérium ne sont pas des « planètes », mais sont des « sous-naines brunes » (ou quelque nom qui soit plus approprié). »

De façon cohérente, les « planètes » du Système solaire au sens de la définition précédente sont les huit objets définis comme « planètes » au sens de la résolution du 24 août 2006. Et de la même façon, une « planète extrasolaire » est alors définissable comme une planète -toujours au sens de la définition générale juste au-dessus et uniquement celui-ci- située hors du Système solaire.

Cet article suit la définition précédente. Par conséquent ne sont traitées que les planètes qui orbitent autour d'étoiles ou de naines brunes. Plusieurs détections d'objets de masse planétaire qui ne sont en orbite autour d'aucun autre corps ont aussi été annoncées. Certains de ces objets ont peut-être appartenu à un système planétaire autour d'une étoile avant d'en être éjectés.

Cependant, la définition de travail de l'UAI n'est pas acceptée par tout le monde. Une définition alternative considère que les planètes devraient être distinguées des naines brunes sur la base de leur formation. Il est largement admis que les planètes géantes se forment par accrétion à partir d'un noyau et que ce procédé peut parfois produire des planètes de masse supérieure au seuil de fusion du deutérium ; des planètes massives de cette sorte ont peut-être déjà été observées. Ce point de vue admet également la possibilité des sous-naines brunes, qui ont des masses planétaires mais se forment à la manière des étoiles par effondrement direct d'un nuage de gaz.

De plus, la séparation à 13 masses joviennes n'a aucune signification physique précise. La fusion du deutérium peut se produire dans des objets de masse inférieure à cette limite. La quantité de deutérium fusionné dépend également de la composition de l'objet. L'Encyclopédie des planètes extrasolaires inclut les objets jusqu'à 25 fois la masse de Jupiter, considérant que « le fait qu'il n'y ait aucune particularité (special feature) autour de 13 MJup dans le spectre de masse observé renforce le choix d'oublier cette limite de masse », et l'Exoplanet Data Explorer inclut les objets allant jusqu'à 24 masses joviennes en précisant que « La distinction à 13 masses de Jupiter du Groupe de travail de l'UAI n'est pas physiquement motivée pour des planètes avec un cœur rocheux et observationnellement problématique à cause de l'ambiguïté du sin(i). »

Nomenclature

Norme pour les étoiles multiples

Le nommage normalisé des exoplanètes est une extension de celui utilisé par le Washington Multiplicity Catalog (WMC) pour les systèmes d'étoiles multiples. Nous commencerons donc cette section en discutant brièvement cette norme WMC qui a été adoptée par l'UAI.

Selon cette norme, le membre le plus brillant d'un système reçoit la lettre « A ». Les composants distincts qui ne sont pas compris dans « A » sont nommés « B », « C », etc. Les sous-composants sont désignés par un ou plusieurs suffixes ajoutés à celui du sous-système, en commençant par des lettres minuscules pour le deuxième niveau hiérarchique puis des nombres pour le troisième. Par exemple, si un système triple est composé de deux étoiles très proches orbitant chacune autour de l'autre avec une troisième étoile plus éloignée orbitant autour de la première paire, les deux étoiles centrales seront considérées comme formant une seule composante du système avec deux sous-composantes. Elles reçoivent alors les désignations « A a » et « A b » tandis que la troisième étoile reçoit la désignation « B ». Notez cependant que, pour des raisons historiques, cette norme n'est pas toujours strictement suivie. Par exemple, les trois membres du système triple Alpha Centauri sont conventionnellement nommées Alpha Centauri A, B et C alors que cette norme devrait les désigner comme Alpha Centauri Aa, Ab et B respectivement.

Norme pour les planètes extrasolaires

Suivant une extension de la norme précédente, le nom d'une exoplanète est normalement formé en ajoutant une lettre minuscule au nom de l'étoile hôte de ladite planète. La première planète découverte se voit attribuer la désignation « b » (la lettre « a » étant réservée à l'étoile) puis les planètes suivantes sont nommées avec les lettres suivantes dans l'ordre alphabétique. Si plusieurs planètes du même système sont découvertes en même temps, la plus proche de l'étoile reçoit la première lettre suivante, et ainsi de suite en s'éloignant de l'étoile.

Par exemple, dans le système 55 Cancri, la première planète, 55 Cancri b, fut découverte en 1996. Deux planètes supplémentaires plus éloignées furent ensuite découvertes simultanément en 2002, la plus proche étant nommée 55 Cancri c et la seconde 55 Cancri d. La découverte d'une quatrième planète, dont l'existence fut plus tard remise en cause, fut ensuite revendiquée en 2004 et nommée 55 Cancri e bien qu'étant plus proche de l'étoile que 55 Cancri b. Enfin, la planète découverte le plus récemment, en 2007, reçut le nom 55 Cancri f bient qu'ayant une orbite se trouvant comprise entre celles de 55 Cancri c et de 55 Cancri d. En août 2012, la lettre la plus haute utilisée est « j », pour la planète non-confirmée HD 10180 j. La lettre la plus haute actuellement utilisée pour une planète confirmée est « h », pour HD 10180 h.

Si une planète orbite un membre d'un système binaire, la lettre capitale de l'étoile est alors suivie par une minuscule pour la planète. Plusieurs exemples sont aujourd'hui connus, tels 16 Cygni B b et HD 178911 B b. Les planètes en orbite autour de l'étoile primaire (étoile « A ») devraient avoir un « A b » suite au nom du système, comme pour HD 41004 Ab. Cependant, le « A » est parfois omis, en particulier lorsque la seconde étoile a été découverte après la (ou les) planète(s) ; par exemple la première planète découverte autour de l'étoile principale du système binaire Tau Bootis est habituellement appelée simplement Tau Bootis b.

Si l'étoile hôte est une étoile simple, on peut toujours considérer qu'elle possède un « A » dans sa désignation, bien qu'il ne soit habituellement pas écrit. La première exoplanète trouvée autour d'une telle étoile est alors considérée comme étant un sous-composant secondaire dudit système recevant la désignation « A b ». Par exemple, 51 Peg A a est l'étoile hôte du système 51 Peg et la première exoplanète est alors 51 Peg A b. La plupart des exoplanètes se trouvant dans des systèmes unistellaires, la désignation implicite « A » est généralement absente, ne laissant simplement que la minuscule à la suite du nom du système : 51 Peg b. Le « a » pour l'étoile est également le plus souvent omis, nommant par un petit abus l'étoile du nom du système, ici par exemple 51 Peg.

Quelques exoplanètes se sont vues attribuer des noms qui ne se conforment pas à la norme précédente. Par exemple, les planètes qui orbitent le pulsar PSR 1257 sont souvent nommées avec des capitales plutôt qu'avec des minuscules. Par ailleurs, le nom du système lui-même peut suivre plusieurs systèmes de nommage différents. Dans les faits, un certain nombre d'étoiles parmi lesquelles Kepler-11 n'ont reçu leur nom que grâce à leur inclusion dans un programme de recherche de planètes, n'étant jusque là référencées que par leurs coordonnées célestes.

Planètes circumbinaires et proposition de 2010

Hessman et al. fit la remarque que le système implicite utilisé pour les noms d'exoplanètes tombait totalement en échec avec la découverte de planètes circumbinaires. Ils notent que les découvreurs des deux planètes autours de HW Virginis ont essayé de contourner le problème de nommage en les appelant « HW Vir 3 » et « HW Vir 4 », c'est-à-dire comme étant les troisième et quatrième objets – stellaires ou planétaires – découverts dans le système. Ils notent également que les découvreurs des deux planètes autour de NN Serpentis ont été confrontés à de multiples suggestions émanant de diverses sources officielles et choisirent finalement d'utiliser les désignations « NN Ser c » and « NN Ser d ».

La proposition de Hessman et al. commence avec les deux règles suivantes :

Règle 1 : Le nom formel d'une exoplanète est obtenu en ajoutant les suffixes appropriés au nom formel de l'étoile hôte ou du système stellaire. La hiérarchie la plus haute est définie par des lettres haut-de-casse, suivies par des lettres bas-de-casse, suivies par des nombres, etc. L'ordre de nommage au sein d'un niveau hiérarchique est seulement pour l'ordre de découverte. (Cette règle correspond à l'actuelle convention de nommage provisoire WMC.)

Règle 2 : Chaque fois que la désignation de la première lettre capitale est manquante, ceci est interprété comme étant une forme informelle avec un « A » implicite sauf indication contraire explicite. (Cette règle correspond à l'actuel usage de la communauté scientifique pour les planètes autour d'étoiles simples.)

Ils notent que, en suivant ces deux règles, 99 % des noms actuels de planètes autours d'étoiles simples sont conservés comme des formes informelles de la forme provisoire sanctionnée par l'UAI. Ils renommeraient simplement Tau Bootis b officiellement en Tau Bootis Ab, en conservant la forme précédente pour un usage informel (à l'aide de la règle 2 ci-dessus).

Pour faire face aux difficultés liées aux planètes circumbinaire, la proposition contient deux règles supplémentaires :

Règle 3 : Comme une alternative à la nomenclature standard à l'article 1, une relation hiérarchique peut être exprimée par la concaténation des noms du système d'ordre supérieur et en les plaçant entre parenthèses, après quoi le suffixe du système d'ordre inférieur est ajouté.

Règle 4 : En cas de doute (par exemple, si un autre nom n'a pas été clairement défini dans la littérature), la hiérarchie exprimée par la nomenclature devrait correspondre à des (sous-)systèmes dynamiquement distincts dans l'ordre de leur pertinence dynamique . Le choix des niveaux hiérarchiques devrait être fait afin de mettre l'accent sur les relations dynamiques, si elles sont connues.

Ils font valoir que la nouvelle forme utilisant des parenthèses est la meilleure pour les planètes circumbinaires connues et a pour effet souhaitable de donner à ces planètes des "étiquettes" de sous-niveaux hiérarchiques identiques et des noms de composants stellaires qui sont conformes à l'usage pour les étoiles binaires. Ils indiquent que cela ne nécessite le changement de nom complet que de deux systèmes exoplanétaires : les planètes autour HW Virginis serait rebaptisé HW Vir (AB) b et (AB) c tandis que ceux autour NN Serpentis serait rebaptisé NN Ser (AB) b et (AB) c. En outre, les seules planètes circumbinaires connues antérieurement autour de PSR B1620-26 et DP Leonis peuvent presque conservent leurs noms (PSR B1620-26 b et DP Leonis b) comme des formes officieuses informelles de la forme « (AB) b » où la désignation « (AB) » est laissée de côté.

Les découvreurs de la planète circumbinaire autour de Kepler-16 suivirent la proposition de nommage de Hessman et al. lorsqu'il baptisèrent l'objet « Kepler-16 (AB)-b » (normalement Kepler-16 (AB) b sans tiret), ou simplement Kepler-16b lorsqu'il n'y a aucune ambiguïté.

Autres systèmes de nommage

Une autre nomenclature, souvent vue dans les œuvres de science-fiction, utilise les chiffres romains dans l'ordre des positions des planètes de l'étoile. Cela a été inspiré par un ancien système pour nommer les lunes des planètes extérieures, telles que « Jupiter IV » pour Callisto. Mais un tel système n'est pas pratique pour un usage scientifique, puisque de nouvelles planètes peuvent être trouve plus près de l'étoile, changeant alors tous les chiffres. Cependant, ces chiffres romains semblent être la forme qui sera utilisée pour désigner les satellites de planètes extrasolaires, mais en conservant l'ordre de la numérotation suivant l'ordre de découverte comme pour les planètes ou les lunes de notre propre Système solaire.

Enfin, plusieurs planètes ont reçu de façon non-officielle de « vrais » noms à la façon de ce qui se fait dans notre Système solaire : on peut notamment citer Osiris (HD 209458 b), Bellérophon (51 Pegasi b), Zarmina (Gliese 581 g) et Mathusalem (PSR B1620-26 b). Wladimir Lyra, de l'Institut Max-Planck d'astronomie, a proposé des noms provenant pour la plupart de la mythologie gréco-romaine pour les 403 candidates planètes extrasolaires connues en octobre 2009. Cependant l'Union astronomique internationale (UAI) n'a actuellement aucun plan pour assigner des noms de ce genre aux planètes extrasolaires, considérant que ceci n'est pas pratique.

De nouvelles difficultés

Suite à la récente découverte de PH1, de nouvelles difficultés sont apparues. En effet, cette planète tourne autour d'un système binaire faisant lui-même partie d'un système double double nommé KIC 4862625. Les auteurs de l'article annonçant sa découverte ont évité ce problème en la nommant de façon provisoire « PH1 » (Planet Hunters 1), du nom du programme l'ayant découverte. En effet, PH1 tourne autour de la paire KIC 4862625 A (aussi notée KIC 4862625 Aa+Ab ou encore KIC 4862625 Aab, normalement A(ab) de façon plus correcte, pour bien indiquer les deux composantes), composée des étoiles individuelles KIC 4862625 Aa et KIC 4862625 Ab, et l'autre paire est nommée KIC 4862625 B (aussi KIC 4862625 Ba+Bb ou KIC 4862625 Bab) et composée de KIC 4862625 Ba et KIC 4862625 Bb. La logique exposée ci-dessus plaide en la faveur d'un nommage de la forme KIC 4862625 A(ab)I ou KIC 4862625 (Aa+Ab)I, les chiffres romains étant l'étape suivante usuelle après les lettres minuscules. Cependant cela rompt avec le nom habituel des exoplanètes avec une lettre minuscule en plaçant la planète au même niveau que d'éventuels satellites d'autres planètes ne tournant autour que d'une seule étoile ou d'un système multiple « simple ». Quoi qu'il en soit, on peut remarquer que l'équipe de l'Encyclopédie des planètes extrasolaires l'a déjà nommée de façon systématique KIC 4862625 b, nom on ne peut plus ambigu (autour de quelle(s) composante(s) la planète tourne-t-elle exactement ?) mais évitant le problème sus-mentionné. L'UAI ayant le dernier mot, ce sera à elle de prendre la décision finale attribuant le nom officiel à la planète.

Planètes du Système solaire

Les planètes de notre Système solaire, comme toute planète, peut parfaitement se voir appliquer les règles précédentes. Le Soleil, ou de façon plus stricte le Système solaire, est désignée par Sol, le nom latin de notre étoile, qui est elle sous-entendue « Sol A » mais généralement appelée elle-même Sol sans ambiguïté puisque notre étoile est, dans l'état actuel de nos connaissances, une étoile solitaire. Les planètes sont alors désignées ainsi (Sol A a, Sol a ou aussi simplement Sol sans aucun doute possible est évidemment le Soleil lui-même, le A étant implicitement sous-entendu ici pour les planètes) :

• Sol b = Mercure ;
• Sol c = Vénus ;
• Sol d = la Terre (et donc la Lune, ou Terre I, devient Sol d I ; cf. la désignation des exolunes) ;
• Sol e = Mars ;
• Sol f = Jupiter ;
• Sol g = Saturne ;
• Sol h = Uranus ;
• Sol i = Neptune.

Certains désignent également (134340) Pluton par Sol j (ex-9^e planète) et (136199) Éris par Sol k. Étant donné leurs statuts actuels, cela constitue de fait un abus ; une désignation plus propre pourrait simplement être respectivement « Sol (134340) » et « Sol (136199) », mais aucune désignation spécifique n'a encore été créée officiellement pour les planètes naines et petits corps en-dehors du Système solaire. Les seuls cas potentiels d'objets mineurs (un cas autour d'un pulsar) se voient donc attribuer en l'état actuel des choses ces mêmes désignations planétaires. À noter aussi que si cette nomenclature avait été établi avant le début du XIX^e siècle, le nom générique (la lettre « planétaire ») des corps les plus extérieurs aurait été différent, puisque les quatre premiers astéroïdes (Cérès, aujourd'hui planète naine, Pallas, Junon et Vesta) avaient alors été considérés comme planètes avant la découverte de Neptune, Pluton et Éris, qui aurait alors reçu les désignations Sol m, Sol n et Sol o lors de leurs découvertes respectives.

Concernant le nom de « Sol A » donné au Soleil, on notera qu'un éventuel compagnon du Soleil se verrait attribuer le nom de « Sol B » s'il était découvert, nom sous lequel ils sont d'ailleurs parfois déjà désignés.

Historique

Prémices

La question « Sommes-nous seuls dans l'Univers ? » est ancienne (ainsi, Fontenelle y a consacré ses Entretiens sur la pluralité des mondes). Elle entraîne la question de savoir s'il existe ou non d'autres planètes sur lesquelles pourraient se développer d'autres formes de vie. Au XVI^e siècle, Giordano Bruno, partisan de la théorie de Nicolas Copernic selon laquelle la Terre et les autres planètes seraient en orbite autour du Soleil, a mis en avant une théorie selon laquelle les étoiles sont telles le Soleil et ainsi accompagnées de planètes. Au XVIII^e siècle, Isaac Newton fait de même dans le General Scholium, la conclusion de ses Principia : « Et si les étoiles fixes sont les centres de systèmes semblables, ils seront alors tous construits selon le même concept et sujets à la domination de l'Un. » (« And if the fixed stars are the centers of similar systems, they will all be constructed according to a similar design and subject to the dominion of One. »)

Christiaan Huygens est le premier astronome à envisager l'utilisation des instruments d'observation afin de détecter de telles planètes. À la fin du XX^e siècle, grâce aux progrès technologiques des télescopes, tels que les détecteurs à couplage de charge (CCD), le traitement d'image, ainsi que le télescope spatial Hubble, qui permettent des mesures plus précises du mouvement des étoiles, beaucoup d'astronomes espéraient détecter des planètes extrasolaires. Dans les années 1980 et au début des années 1990, quelques annonces sont faites mais démenties après vérification. Il faut attendre l'année 1995 pour que la découverte de la première exoplanète soit confirmée.

« Découvertes » rétractées

Des revendications de découvertes d'exoplanètes ont été faites depuis le XIX^e siècle. L'une des plus anciennes implique l'étoile binaire 70 Ophiuchi. En 1855, le capitaine W. S. Jacob à l'observatoire de Madras de la British East India Company a reporté des anomalies qui faisaient que la présence d'un « corps planétaire » dans ce système était « hautement probable ». Dans les années 1890, Thomas J. J. See de l'Université de Chicago et de l'United States Naval Observatory a énoncé que les anomalies prouvaient l'existence d'un corps sombre dans le système de 70 Ophiuchi, avec un période orbitale de 36 ans autour d'une des étoiles . Néanmoins, Forest Ray Moulton publie alors un article prouvant qu'un système à trois corps avec de tels paramètres orbitaux serait hautement instable .

Durant les années 1950 et 1960, Peter van de Kamp du Swarthmore College fait une autre série remarquée de revendications de détections, cette fois pour des planètes en orbite autour de l'étoile de Barnard . De nos jours, les astronomes considèrent généralement tous les anciens rapports de détections comme erronés .

En 1991, Andrew G. Lyne, M. Bailes et S.L. Shemar ont revendiqué la découverte d'une planète de pulsar en orbite autour de PSR B1829-10, en utilisant la mesure des infimes variations de la périodicité des pulsars, qui permettent de calculer les principaux paramètres orbitaux des corps responsables de ces perturbations (anglais : chronométrie de pulsar (en)) . L'annonce a brièvement fait l'objet d'une attention intense, mais Lyne et son équipe l'ont subséquemment rétractée .

Découvertes

Évolution du nombre d'exoplanètes découvertes chaque année selon la méthode de détection (dernière mise à jour : juillet 2011)

Vitesses radiales Transit astronomique Timing Astrométrique

Imagerie directe Microlentilles gravitationnelles Émission radio du pulsar

Les premières planètes extrasolaires ont été découvertes en septembre 1990 par Aleksander Wolszczan (du radiotélescope d'Arecibo) qui l'a annoncé dans le journal Nature le 9 janvier 1992. Ces planètes entourent le pulsar PSR B1257+12.

Le 6 octobre 1995 Michel Mayor et Didier Queloz (de l'observatoire de Genève) ont annoncé 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.

Depuis lors, plus de 700 planètes ont été détectées.

Plus de la moitié ont été découvertes à l'Université de Genève par des équipes internationales.

Le premier système où l'on a détecté plusieurs planètes était Upsilon Andromedae, dans la constellation d'Andromède. Le deuxième fut 55 Cancri. Ce dernier est le système planétaire le plus complexe connu à ce jour (hormis le nôtre) car il contient au moins cinq planètes.

La majorité des planètes détectées pour l'instant sont des géantes gazeuses ayant une orbite très excentrique, certaines se sont finalement révélées être des naines brunes. Le fait de découvrir essentiellement des géantes gazeuses proches de leur étoile est généralement interprété comme un biais de l'observation : il est beaucoup plus simple de découvrir une planète massive tournant rapidement autour de son étoile par la méthode de la vitesse radiale qui détecte la planète en interpolant sa présence par les fluctuations de la trajectoire de l'étoile.

Au premier semestre 2005, une polémique a agité le monde astronomique. Des équipes de la Nasa et de l'ESO ont annoncé des découvertes grâce au VLT et au télescope spatial Spitzer. Finalement, il semble que l'Europe a bien obtenu les premières images directes de planètes extrasolaires. En l'occurrence, elles orbitent autour de la naine brune GPCC-2M1207 et de l’étoile GQ Lupi. Cela dit, le compagnon de GQ Lupi est probablement une naine brune.

En novembre 2009, le « mystère du lithium » est résolu grâce aux données compilées sur les exoplanètes et leurs étoiles. Garik Israelian : « Nous venons de découvrir que la quantité de lithium dans les étoiles semblables au Soleil dépend de la présence, ou non, de planètes. » Les étoiles à planètes contiennent moins de 1 % de la quantité de lithium des autres étoiles.

Inventaire

La plupart des planètes découvertes à ce jour l'ont été dans un rayon de 300 années-lumières autour du soleil, ce qui est très réduit à l'échelle galactique (image jpl-NASA).

Au 8 juin 2012 on recense:

• 778 exoplanètes.
• 610 systèmes planétaires dont 101 multiples.

On estime que la Voie lactée comporterait 200 milliards d'exoplanètes.

Méthodes de détection

Détecter une exoplanète de manière directe n'est pas une chose facile, et ce pour plusieurs raisons :

• une planète ne produit pas de lumière : elle ne fait que diffuser celle qu'elle reçoit de son étoile, ce qui est bien peu.
• la distance qui nous sépare de l'étoile est de loin bien 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.

Ainsi, les seules méthodes de détection qui fonctionnaient jusqu'à très récemment sont appelées méthodes « indirectes », car elles ne détectent pas directement les photons venant de la planète. Il existe plusieurs méthodes, présentes et futures pour détecter une exoplanète. La plupart sont détectées depuis les observatoires au sol.

Par la vitesse radiale

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 grâce à l'effet Doppler-Fizeau la vitesse radiale du spectre lumineux. De manière identique aux binaires spectroscopiques, ceci nous apporte des informations concernant la position de l'orbite de la planète ainsi que sur sa masse.

Cette méthode de détection est plus performante pour des vitesses radiales élevées : autrement dit, pour des planètes évoluant très près de leur étoile, et qui sont très massives. Ceci explique que de nombreuses exoplanètes découvertes jusqu'à aujourd'hui ont une orbite très proche de leur étoile.

C'est par cette méthode que la plupart des planètes extrasolaires ont été détectées.

Par le transit

Transit primaire (méthode indirecte)

Le transit de la planète devant son étoile fait varier la luminosité de cette dernière

Cette méthode de détection indirecte 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.

Cette méthode a été proposée pour la première fois en 1951 par Otto Struve de l'observatoire Yerkes de l'université de Chicago. Elle a été proposée à nouveau à deux reprises : en 1971 par Frank Rosenblatt de l'université Cornell, puis en 1980 par William Borucki du centre de recherche Ames 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, on ne peut l'utiliser que dans le cas où nous observons le système stellaire quasiment par la tranche. On peut montrer que pour des orientations aléatoires de l'orbite, la probabilité géométrique de détection par cette méthode est inversement proportionnelle à la distance entre l'étoile et la planète. On estime à 5 % des étoiles avec une exoplanète la quantité détectable avec cette méthode.

Cependant, elle a l'avantage de ne nécessiter l'usage que de télescopes de dimensions raisonnables.

Dans notre propre Système solaire, on peut aussi observer des transits de planètes : les transits de Vénus et de Mercure ne peuvent cependant être observés tout au plus que quelques fois par siècle.

Transit secondaire (méthode semi-directe)

Le principe repose sur le transit secondaire, c’est-à-dire quand la planète passe derrière l'étoile. Dans ce cas on peut détecter les photons provenant de l'hémisphère éclairé de la planète, ce qui fait de cette méthode une méthode en semi-directe. En résumé, on étudie le signal lumineux provenant d'une planète éclipsée par son étoile et l'on retire ensuite le signal lumineux émis par l'étoile (que l'on a mesuré auparavant), on obtient alors la signature de la planète.

La première détection du transit secondaire a été faite avec le télescope spatial Hubble en 2003 sur l'étoile HD 209458 (voir ce lien pour plus de détails (en anglais)).

Récemment, des équipes d'astronomes ont réussi à détecter deux exoplanètes de manière directe, par l'utilisation du satellite Spitzer. Celles-ci, qui étaient déjà connues, ont été repérées grâce à la lumière infrarouge qu'elles émettaient.

Cela ouvre de nouvelles opportunités dans le domaine de l'observation. En effet, les chercheurs vont désormais pouvoir essayer de comparer certaines caractéristiques essentielles des exoplanètes repérées jusque là, telles que la couleur, la réflectivité et la température. Ceci permettra de mieux comprendre la manière dont celles-ci viennent à se former.

Par astrométrie

Elle repose sur la détection des perturbations angulaires de la trajectoire d'une étoile. Plus la masse de la planète, et la distance qui sépare l'étoile de la planète sont grandes, plus le système est proche de nous et donc visible.

Cette méthode, bien qu'elle soit connue depuis longtemps, n'avait pas encore été utilisée en raison des infimes variations qu'elle devait repérer. Mais ce sera bientôt chose possible avec notamment la mise en place du mode double champ du Very Large Telescope Interferometer (VLTI) appelé PRIMA.

Par l'effet de microlentille gravitationnelle

Microlentille gravitationnelle d'une planète extrasolaire

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.

Par imagerie directe

Système planétaire HR 8799 observé le 14 avril 2010 à l'observatoire du Mont Palomar en Californie.

L'utilisation combinée de systèmes de correction en temps réel (optique adaptative) et de la coronographie permet maintenant d'observer directement la lumière parvenant de la planète.

La coronographie est une technique utilisée pour atténuer la lumière d'une étoile, ce qui permet ensuite d'observer des objets moins brillants gravitant autour. Utilisée en complément d'une optique adaptative, elle permet de découvrir des planètes qui orbitent autour d'étoiles pourtant des millions de fois plus lumineuses.

D'énormes efforts sont consacrés actuellement à l'amélioration de ces 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. En outre, cette technique permet d'analyser des photons parvenant directement de la planète, ce qui pourra donner des informations importantes sur les conditions atmosphériques et surfaciques de ces planètes.

La première photographie optique d'une exoplanète (2M1207 b) a lieu en 2005 à l'aide du VLT. Cependant, elle orbite autour d'une étoile peu brillante (une naine brune), 2M1207 et est detectée non pas par coronographie, mais par imagerie infrarouge. La première découverte par coronographie est publiée le 13 novembre 2008 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 lumières. Fomalhaut b est distante d'environ dix fois la distance séparant Saturne du Soleil. 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 solaire entier composé de trois planètes géantes photographiées dans l'infrarouge autour de l'étoile HR 8799.

Types d'exoplanètes

Planètes telluriques

• planète de silicates : Le type standard de la planète tellurique vu dans le Système solaire, faite principalement d'un manteau rocheux à base de silicium avec un noyau métallique (fer).
  → Exemples : Vénus, Terre, Mars, ...

• planète de carbone ou planète de diamant : Un type théorique de planète tellurique composée principalement de minéraux à base de carbone. Le Système solaire ne contient pas ce type de planète, mais il existe des astéroïdes carbonés (Astéroïde de Type-C).
  → Exemples : aucun représentant formellement connu à ce jour, sauf peut-être 55 Cancri e situé à environ 40 années-lumière de la Terre.

• planète métallique : Un type théorique de planète tellurique qui se compose presque entièrement de fer et a donc une densité plus élevée et un rayon plus petit que les autres planètes telluriques de masse comparable. Mercure a un noyau métallique égal à 60 - 70 % de sa masse planétaire. On estime que les planètes métalliques sont formées dans les régions de très hautes températures (donc près de l'étoile), comme Mercure et si le disque protoplanétaire est riche en fer.
  → Exemples : Mercure.

• planète de lave (lava planet) : Variante des trois types précédents ayant une très haute température, telle que les matériaux de surface seraient (en partie ou en totalité) sous forme de roche fondue, c'est-à-dire de lave.
  → Exemples : plusieurs exoplanètes (noms à préciser) sont supposées être de ce type.

• planète océan (et ses variantes planète glacée et planète sauna suivant la température) : Un type théorique de planète tellurique intégralement recouverte d'un océan d'eau (ou éventuellement d'autres composés similaires) d'une profondeur d'une centaine de kilomètres.
  → Exemples : Aucune planète océan n'est confirmée, mais Gliese 1214 b pourrait en être une.

• planète sans noyau : Un type théorique de planète tellurique qui se compose de roches silicatées, mais n'a pas de noyau métallique, c'est-à-dire le contraire d'une planète métallique. Notre Système solaire ne contient pas ce type de planète, mais les chondrites et météorites sont de ce genre. On estime que les planètes sans noyau se forment loin de l'étoile, là où les matériaux volatils oxydants sont courants.
  → Exemples : aucun représentant formellement connu à ce jour.

• Super-Terre : Les Super-Terre représentent les plus grosses planètes telluriques. Suivant les auteurs, la limite inférieure est fixée entre une et cinq fois la masse de la Terre ou 1,25 fois son rayon, et la limite supérieure est généralement aux alentours de dix masses terrestres. Une distinction est également parfois faite quant à l'atmosphère, les super-Terres ayant alors un sol clairement défini (« vraies » planètes telluriques) alors que celles ayant une atmosphère plus épaisse sont considérées comme « mini-Neptunes » (voir ci-dessous).

Planètes gazeuses

• « Mini-Neptune » : également appelée parfois « naine gazeuse » ou « gazeuse naine » ; petite planète gazeuse, de masse significativement inférieure à Neptune.
  → Exemples : - .
• géante glacée :
  • Neptune chaud : planète glacée de masse similaire à celles d'Uranus et Neptune, mais orbitant très près de leur étoile hôte (< 1 ua).
    → Exemples : - .
  • Neptune froid : planète glacée de masse similaire à celles de Uranus et Neptune et orbitant à une distance relativement importante de son étoile hôte
    → Exemples : Uranus, Neptune, ...

• planète jovienne :
  • Jupiter chaud ou pégasides : planète géante gazeuse orbitant très près de son étoile hôte (< 0,5 ua).
    → Exemples : - .
    • « Jupiter très chauds » : géante gazeuse dont la période de révolution est inférieure à 1 journée terrestre. Voir ci-dessous Planète à période de révolution ultra-courte.
      → Exemples : - .
    • « planète enflée » (en anglais « Puffy planet ») encore appelée Saturne chaud : géante gazeuse ayant un très grand rayon et une très faible densité. Les planètes de ce type doivent orbiter près de leur étoile étant donné que l'intense chaleur de l'étoile et la chaleur interne de la planète vont aider à faire enfler l'atmosphère de la planète.
      → Exemples :
  • Jupiter froid : planète géante gazeuse orbitant relativement loin de son étoile hôte.
    → Exemples : Jupiter, Saturne, ...
  • planète chthonienne : géante gazeuse dont l'atmosphère d'hélium et d'hydrogène s'est évaporée du fait de sa proximité avec son étoile. L'astre résultant n'est plus qu'un noyau rocheux ou métallique ressemblant à une planète tellurique sous bien des aspects.
    → Exemples : CoRoT-7 b, Kepler-10 b pourraient être de ce type.

Autres types

On parle aussi parfois, par ordre croissant de masse, de « super-Neptune », « mini-Saturne », « super-Saturne » pour désigner des planètes de masse intermédiaire entre celles des types présentés ci-dessus. Les planètes les plus massives sont également parfois appelées « planètes superjoviennes ». Les planètes de masse inférieure à celle de la Terre sont parfois qualifiées, en ordre décroissant de masse, de « sous-Terre » ou « planète subtellurique » (« subterrestrial planet » en anglais), « super-Mercure », « Mercure », « sous-Mercure » (comme Kepler-37 b), « mini-Mercure » etc.

Des planètes ayant des conditions particulières se voit également parfois classées dans d'autres catégories. Ainsi, CoRoT-7b est peut-être une « Super-Io » plutôt qu'une « Super-Terre » par exemple, étant donné la proximité de cette planète avec son étoile qui créerait un important volcanisme à sa surface (dû à sa haute température et aux effets de marée) à l'instar du satellite Io autour de Jupiter.

Catégories transverses

• Planète à période de révolution ultra-courte : planète qui, quel que soit son type (masse/structure), possède une période de révolution autour de son étoile inférieure à une journée terrestre.
  → Exemples : - .

• Planète circumbinaire : planète en orbite autour d'une étoile double.
  → Exemples : Kepler-16 (AB) b, Kepler-35 (AB) b, Kepler-36 (AB) b.

Exoplanètes remarquables

Vue d'artiste représentant l'évaporation d'Osiris
crédits : NASA/ESA/CNRS

• C'est en 1999 que l'on détecte la première géante gazeuse, Osiris, contenant de l'oxygène et du carbone dans son atmosphère. Cette planète étant très proche de son étoile, elle voit son atmosphère être soufflée par cette dernière. Ce phénomène a poussé les scientifiques à imaginer une classe particulière d'exoplanètes, les planètes chtoniennes, qui sont des résidus rocheux de géantes gazeuses à l'atmosphère soufflée par leur étoile.

2005

• En 2005, pour la première fois, des astronomes ont pu discerner la lumière émise directement par deux planètes, malgré la lueur éblouissante et toute proche de leurs étoiles. Jusqu'alors, les découvertes n'étaient qu'indirectes, en regardant les perturbations exercées par les planètes sur leurs étoiles ou en mesurant une baisse de luminosité lors d'un transit. Cette fois, deux découvertes presque simultanées ont été faites par deux équipes différentes observant des planètes différentes. Mais comme les deux équipes ont toutes deux utilisé le télescope spatial infrarouge américain Spitzer, la Nasa a décidé de profiter de l'occasion pour annoncer les deux découvertes en même temps. Il est cependant important de préciser que les deux exoplanètes observées avaient déjà été détectées auparavant grâce à la technique de la vitesse radiale.

• Le 14 juillet 2005, l'astrophysicien Maciej Konacki du California Institute of Technology (Caltech) a annoncé dans la revue Nature la découverte d'une exoplanète (HD 188753 Ab) dans un système de trois étoiles qui se trouve à 149 années-lumière de la Terre. Grâce au télescope Keck 1 de Hawaï, il a pu trouver cette planète dont la révolution autour de son étoile se fait en moins de quatre jours. Les modèles actuels (juillet 2005) de formation des planètes n'expliquent pas comment une telle planète peut se former dans un environnement si instable d'un point de vue gravitationnel. Cette planète a été surnommée « planète Tatooine » par son découvreur en hommage à la planète du même nom dans la saga Star Wars. Des vues d'artistes du système stellaire HD 188753 sont disponibles sur le site de la NASA.

2006

• Le 26 janvier 2006, le Probing Lensing Anomalies NETwork (PLANET) dirigé par le français Jean-Philippe Beaulieu a découvert la planète OGLE-2005-BLG-390Lb qui semble être la première exoplanète tellurique connue. Cette planète se situe à 22 000 années-lumière de la Terre. Sa masse vaut environ cinq fois celle de la Terre, sa température (moyenne de surface) est estimée à −220 °C (53 K), ce qui laisse supposer qu'il s'agit d'une planète solide.

• Le 17 mai 2006, une équipe de chercheurs de planètes (dont Michel Mayor fait partie) annonce la découverte, grâce au spectrographe HARPS, de trois planètes de type « neptunien » (le « Trident de Neptune ») autour de l'étoile de type solaire HD 69830. Les masses sont respectivement de 10, 12 et 18 fois la masse terrienne (ce qui est relativement faible, Jupiter fait 317 fois la masse de la Terre). Ce système possède probablement une ceinture d'astéroïdes à environ 1 UA de l'étoile.

• Le 4 août 2006, Ray Jayawardhana et Valentin Ivanov ont repéré, grâce au New Technology Telescope de 3,5 m de l'observatoire de La Silla de l'Observatoire européen austral (ESO), Oph 162225-240515, un système double à deux naines brunes tournant l'une autour de l'autre et flottant librement dans l'espace.

• Le 25 août 2006, une planète, Mu Arae d ou la Vénus de Mu Arae, de 14 masses terrestres a été découverte. Cette masse étant en deçà d'une limite théorique de 15 masses terrestres en dessous de laquelle une planète peut être tellurique, les scientifiques pensent qu'il peut s'agir d'une très grosse planète rocheuse, la première de ce type qui serait donc découverte. Néanmoins, il peut tout aussi bien s'agir d'une très petite planète gazeuse.

• Le 18 septembre 2006, une équipe d'astronomes du Smithsonian annonce la probable découverte d'un nouveau type de planète : avec un rayon équivalent à 1,38 fois celui de Jupiter mais n'ayant même pas la moitié de sa masse, c'est l'exoplanète la moins dense jamais découverte. Cela lui confère une densité inférieure à celle du liège. L'objet est baptisé HAT-P-1 ; son étoile est l'astre principal d'un système double, situé à quelque 450 années-lumière de la Terre dans la constellation du Lézard et connu sous le nom ADS 16402. Les deux étoiles sont similaires au Soleil mais plus jeunes, environ 3,6 milliards d'années.

• Le 5 octobre 2006, Kailash Sahu, du Space Telescope Science Institute de Baltimore, et ses collègues américains, chiliens, suédois et italiens auraient découvert, grâce au télescope spatial Hubble, 5 exoplanètes d'une nouvelle classe baptisées « planètes à période de révolution ultra-courte » (USPP : Ultra-Short-Period Planet) parce qu’elles font le tour de leur astre en moins d’une journée terrestre, 0,4 jour (moins de 10 heures) pour la plus rapide. Les objets semblent être des planètes gazeuses géantes de faible densité similaires à Jupiter, tournant autour d'étoiles plus petites que le Soleil.

2007

• Le 25 avril 2007, le télescope Harps de 3,6 m de l'Observatoire de La Silla de l'ESO au Chili annonce la découverte d'une planète « de type terrestre habitable » : Gliese 581 c, orbitant autour de l'étoile Gliese 581 située à seulement 20,5 années-lumière de la Terre. Trois laboratoires associés du CNRS ont participé à la découverte, avec des chercheurs de l'Observatoire de Genève et du Centre d'astronomie de Lisbonne.

• Le 8 novembre 2007, une équipe d'astronomes conduite par Debra Fischer (San Francisco State University) et Geoffrey Marcy (University of California, Berkeley) a découvert une cinquième planète autour de 55 Cancri, une étoile située à 41 années-lumière dans la constellation du Cancer, faisant de ce système, le plus « peuplé » en exoplanétes connu à ce jour.

2008

• Le 2 janvier 2008, l'Institut Max-Planck de recherche sur le Système solaire (Heidelberg en Allemagne) annonce avoir découvert une jeune planète en formation dans le disque circumstellaire de TW Hydrae, une étoile de moins de 10 millions d'années qu'elle frôle à moins de 0,04 unité astronomique, soit 25 fois moins que la distance entre la Terre et le Soleil. L'étude de cette planète gazeuse dix fois plus massive que Jupiter devra permettre de mieux comprendre la formation des planètes. Il s'agit de la première planète détectée autour d'une étoile de moins de 100 millions d'années. Cette découverte, qui a été faite grâce au spectrographe Feros installé sur l'observatoire de La Silla (ESO) au Chili, pourrait remettre en cause la « théorie de la migration » qui établissait que les exoplanètes de type « Jupiter chaud » se formaient à une distance beaucoup plus éloignée de leur étoile et ne s'en rapprochaient qu'ensuite.

• MOA-2007-BLG-192-Lb devient la planète extrasolaire la plus légère connue après PSR 1257+12 A (planète en orbite autour d'un pulsar). C'est une terre glacée 3,3 fois plus massive (seulement) que la Terre en orbite autour d'une naine rouge ou une naine brune. Elle a été découverte par microlentille gravitationnelle.

• Le 13 novembre 2008 est annoncée la découverte de la première planète extrasolaire, Fomalhaut b, par visualisation directe sur une photographie coronographique provenant du télescope spatial Hubble.

• Toujours le 13 novembre 2008 est annoncée la découverte, par les télescopes Keck et Gemini à Hawaii, d'un système de 3 planètes, HR 8799, et ce grâce à la technique d'imagerie directe.

2009

• Le 3 février 2009 est annoncée la découverte par le satellite CoRot de CoRoT-7b, la plus petite des exoplanètes jamais observées à ce jour qui fait près de deux fois le diamètre de la Terre et rentrant dans la catégorie des Super-Terre. Très proche de son étoile où elle accomplit une révolution en 20 heures, elle est également très chaude avec une température comprise entre 1 000 et 1 500 °C.

• Le 16 décembre 2009 est annoncée la découverte de la planète Gliese 1214 b, qui serait composée d'une grande quantité d'eau, autour de l'étoile Gliese 1214.

2010

• Le 24 août 2010 est annoncée la découverte d'un système de 5 à 7 planètes autour de l'étoile HD 10180 (dans la constellation de l'Hydre mâle). À ce jour, c'est l'étoile possédant le plus grand nombre de planètes dans un système extrasolaire.

• Le 26 août 2010 est annoncée la découverte du premier transit multiple (2 planètes) autour de l'étoile Kepler-9.

• Le 29 septembre 2010 est annoncée la découverte de Gliese 581 g, sixième exoplanète découverte autour de la naine rouge Gliese 581, qui en raison de sa masse (environ 3 à 4 fois celle de la Terre), de ses températures, de sa localisation dans la zone habitable à 0,146 UA, et de sa possibilité de retenir une atmosphère, est à ce moment l'exoplanète présentant la plus haute habitabilité et probabilité d'abriter des formes de vie.

• Le 18 novembre 2010 est annoncée la découverte de HIP 13044 b ; planète géante, elle se trouve à quelque 2 200 années-lumière de la Terre, autour de l’étoile HIP 13044, dans la constellation du Fourneau. Découverte particulière car c'est la première détection d'un système planétaire d'origine extragalactique (originaire d'une autre galaxie) suite à la fusion cosmique entre la Voie lactée et cette autre galaxie (il y a six à neuf milliards d'années).

2011

• Le 3 février 2011 est annoncée la découverte du système planétaire de Kepler-11, contenant six planètes en transit sur des orbites particulièrement serrées^{[réf. nécessaire]}.

• Le 29 avril 2011 est annoncée la détection du transit de 55 Cancri e, une super-Terre autour d'une étoile visible à l'œil nu^{[réf. nécessaire]}.

• Le 19 mai 2011 est annoncée la découverte par micro lentille gravitationnelle d'une importante population de planètes errantes, éjectées par leur étoile. Elles seraient environ deux fois plus nombreuses que les étoiles de la séquence principale.

• Le 21 octobre 2011 est annoncée l'observation d'une géante gazeuse en formation assez similaire à Jupiter : LkCa 15b.

• Le 20 décembre 2011 est annoncée la découverte des deux premières planètes de taille terrestre, Kepler-20e et Kepler-20f, ayant respectivement un rayon de 0,868 et 1,034 fois celui de la Terre, dans un système comptant désormais au moins cinq planètes.

2012

Le 11 janvier 2012 sont découvertes trois planètes dont la taille est comprise entre celle de Mars et de Vénus, autour de Kepler-42 (encore appelée KOI-961 à l'époque).

Le 18 décembre 2012 est annoncée la découverte de 5 planètes en orbite autour de l'étoile Tau Ceti dont les masses sont évaluées respectivement à 2, 3,1, 3,6, 4,3 et 6,6 masses terrestres et dont les périodes seraient respectivement de 13,9, 35,4, 94, 168 et 640 jours. Deux d'entre elles, Tau Ceti e et Tau Ceti f, sont dans la zone « habitable » du système.

2013

Le 7 janvier 2013, des astronomes affiliés à la mission Kepler annoncent la découverte de KOI-172.02, une candidate au titre d'exoplanète moins de deux fois plus grande que la Terre et qui orbite en zone habitable autour d'une étoile de type G. Il s'agit de la première planète de ce type découverte par l'instrument Kepler car elle orbite autour d'une étoile de même type que le Soleil.

Voir aussi

Articles connexes

• Jupiter chaud, Planète océan, des types d'exoplanètes.
• Lune extrasolaire
• Liste d'exoplanètes
  • Gliese 581 c
  • Gliese 581 g
• Télescopes
  • CoRoT, télescope spatial pour la détection d'exoplanètes.
  • Télescope spatial Kepler
  • PLATO
  • Télescope spatial Spitzer
  • Projet spatial Gaïa
  • Projet spatial Darwin, un programme européen de recherche d'exoplanètes et d'autres formes de vie.
• Astrobiologie : domaine scientifique permettant d'évaluer l'habitabilité d'une planète, une fois une exoplanète découverte

Liens externes

• (fr) Encyclopédie officielle des exoplanètes, sur le site de l'Observatoire de Paris
• (fr) Planètes extrasolaires, cours en ligne de l'Observatoire de Paris
• (fr) Les exoplanètes, ou planètes extrasolaires, cours de l'Observatoire de Paris
• (fr) Les exoplanètes, des techniques de détection à la recherche de la vie
• (fr) Les exoplanètes, sur le site Astrocosmos.net
• (fr) Des milliards de Terre, sur le site Luxorion
• (fr) Planètes extrasolaires : qui a obtenu la première image ?, sur le site de la Cité des Sciences
• Illustrations d'exoplanètes
  • « Jupiter Chaud », vue d’artiste
  • (fr) Alien Worlds, sur le site Luxorion
  • (fr) La première image d'une planète extrasolaire, autour de 2M1207b
  • (fr) GQ Lupi et son compagnon
  • (fr) Exobank, site d'illustrations astro
  • (en) Extrasolar visions de John Whatmough, sur le site Extrasolar.net
  • (en) Extrasolar Planets de David A. Hardy
• (fr) [MP3] Le secret des exoplanètes, par Tristan Guillot, astrophysicien, chargé de recherche au CNRS à l’observatoire de Côte d’Azur.

Source

• Planètes extrasolaires, Fabienne Casoli et Thérèse Encrenaz (Belin).