Astronomie Posté par Michel le Mardi 24 Février 2009 à 00:00:29 Le destin tragique des planètes extrasolaires gazeuses

Le destin tragique des planètes extrasolaires gazeuses
Grâce à la méthode des transits planétaires, plus de quarante planètes extrasolaires gazeuses analogues à Jupiter ou Neptune ont été découvertes depuis dix ans, orbitant à moins de 0.1 UA de leur étoile centrale (1). Une équipe constituée d'astronomes de l'Observatoire de Paris et du Centre de Recherche Astrophysique de Lyon (ENS Lyon, Université de Lyon) a montré que toutes ces planètes avaient une orbite instable à cause des effets de marées intenses entre l'étoile et la planète, conduisant à une collision inéluctable entre les deux corps en des temps extrêmement brefs, par rapport à la durée de vie du système. Cette découverte relance le débat sur le mode de formation et d'évolution des systèmes planétaires extra-solaires découverts jusqu'à présent.

L'influence des effets de marées sur l'orbite et les vitesses de rotation de deux corps en interaction gravitationnelle est bien connue dans le Système Solaire, en particulier dans les systèmes composés d'une planète et d'un satellite. Une partie de l'énergie mécanique du système est dissipée et perdue par friction mécanique au sein des corps et tend progressivement à rendre leur orbite circulaire et à synchroniser leur période de rotation propre avec la période de révolution orbitale comme peut l'illustrer en partie l'histoire du système Terre-Lune. Toutefois, cette évolution progressive vers un tel état d'équilibre n'est possible que parce que le moment cinétique total du système est plus grand qu'une valeur critique qui ne dépend que de la masse des corps, de leur répartition et de la constante de gravitation universelle (2). Dans le cas contraire, les deux corps tendent irrémédiablement à se rapprocher et à rentrer ultimement en collision.


Figure 1: Diagramme indiquant la stabilité des systèmes planétaires extrasolaires
accueillant une planète détectée par la méthode des transits vis à vis des effets de marées.
Les planètes sont classées par valeur croissante du rapport entre
le moment cinétique total du système planétaire et un moment cinétique critique.
Quand le rapport est plus grand que un, le système peut évoluer vers un état d'équilibre stable.
Quand il est inférieur à un, le système n'a pas assez de moment cinétique,
conduisant ainsi à une collision entre l'étoile et la planète.
La barre d'erreur tient compte des incertitudes relatives aux mesures des paramètres du système
(masses, rayons, vitesses de rotation).
Une estimation du temps restant avant la collision est aussi indiquée entre parenthèses (3).
Seule la planète HAT-P-2b apparaît à la limite de la stabilité.


En étudiant ainsi la destinée de l'ensemble des planètes extra-solaires dénommées «en transit" et détectées par la baisse d'éclat de leur étoile à l'occasion de leurs passages réguliers devant elle, les astronomes français ont découverts que la totalité de ces planètes était appelée à venir mourir tragiquement lors d'une future collision avec leur étoile centrale (Figure 1). Une mise à jour de cette étude montre que les planètes en transit découvertes récemment par le satellite CoRot devraient subir également le même sort.

Pour évaluer le temps de vie restant de ces systèmes planétaires, des simulations numériques de l'évolution de leur orbite ont été conduites en utilisant des modèles traditionnels d'effets de marées pour des planètes gazeuses (Figure 2). De façon surprenante, ces durées varient entre seulement quelques dizaines de millions d'années et quelques milliards d'années, ces premiers étant étonnamment courts par rapport à l'âge des systèmes proche de quelques milliards d'années. Les simulations ont aussi montré que, contrairement aux idées reçues dans la communauté astrophysique, l'excentricité de l'orbite ne diminuait significativement que lors de la phase finale relativement brutale de rapprochement des deux corps avant la collision, du fait de la grande sensibilité des effets de marées à la distance entre les corps.


Figure 2: Exemples d'évolution future du demi-grand axe de l'orbite de la planète HD 209458b (en trait noir plein)
et OGLE-TR-132b (en trait vert plein) en UA ainsi que de l'excentricité de HD 209458b (en trait noir pointillé).
Les échelles correspondantes sont respectivement sur la gauche et la droite de la figure.
On notera la décroissance brutale et rapide du demi-grand axe et de l'excentricité avant la collision.
L'orbite de OGLE-TR-132b est considérée comme strictement circulaire.


Ces résultats relancent pleinement le débat sur la formation et l'évolution de ces systèmes extra-solaires. En effet, la plupart de ces systèmes ont actuellement des orbites quasi-circulaires, ce qui suggère, d'après les précédentes conclusions, que nous aurions l'immense privilège d'observer la quasi-totalité de ces planètes en train de tomber sur leur étoile ! La probabilité d'un tel évènement étant a priori très faible, cela signifie que ce ne sont pas les effets de marées entre l'étoile et la planète les responsables de la circularisation de leur orbite. La circularisation pourrait alors résulter de processus plus anciens comme des interactions entre la planète et le disque proto-planétaire primordial, par exemple. Les autres possibilités pouvant expliquer l'observation de ces planètes sur des orbites instables pourraient être une méconnaissance des échelles de temps des mécanismes de dissipation des effets de marées au sein de corps gazeux ou la présence de compagnons planétaires encore non détectés préservant la stabilité orbitale de la première planète. Cette dernière hypothèse devrait bientôt pouvoir être vérifiée lors des prochaines campagnes d'observation de ces systèmes.


Notes:

(1) UA = unité astronomique = distance Soleil-Terre, 149,6 millions de km.
(2) Le moment cinétique total du système planétaire étoile-planète est la somme du moment cinétique orbital et des moments cinétiques angulaires de l'étoile et de la planète dus à leur rotation propre. Il est constant au cours du temps pour un système binaire considéré comme isolé.
(3) 1 Gyr = 1 milliard d'années et 1 Myr = 1 million d'années.


Source et illustrations: Observatoire de Paris

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