La plupart des exoplanètes découvertes à ce jour orbitent autour d'étoiles situées à moins de400 al (années-lumière) du Système solaire. Au, il y a 5 307 exoplanètes confirmées dans 3 910systèmes planétaires, dont 853 systèmes comprenant plus d'une planète[6]. Plusieurs milliers (près de 9 151 exoplanètes) supplémentaires découvertes au moyen de télescopes terrestres ou d'observatoires spatiaux, dontKepler ouTESS, sont en attente de confirmation. En extrapolant à partir des découvertes déjà effectuées, il existerait au moins cent milliards de planètes rien que dansnotre galaxie.
Lesméthodes de détection utilisées sont principalement celle desvitesses radiales, qui déduit la présence d'une planète à travers l'incidence de son attraction gravitationnelle sur la vitesse radiale de son étoile et laméthode du transit, qui identifie une planète lorsque celle-ci passe devant son étoile en mesurant l'affaiblissement de l'intensité lumineuse de l'astre. Un biais découlant de ces méthodes a abouti à la détection d'une majorité de planètes aux caractéristiques très différentes de celles présentes dans le Système solaire, en particulier l'abondance deJupiter chauds, des planètes gazeuses très proches de leur étoile hôte. Ces nouveaux types de planète ont néanmoins entraîné une remise en cause radicale des modèles de formation des systèmes planétaires qui avaient été élaborés en se basant sur le seul Système solaire. Depuis que les méthodes de détection se sont améliorées, les études[7] visent également à mettre en évidence des planètes aux caractéristiques proches de celles de laTerre orbitant dans lazone habitable de leur étoile.
Communément, on appelle « planète extrasolaire » toute planète orbitant autour d'une autreétoile que leSoleil. Ladéfinition officielle d'une planète adoptée en par l'Union astronomique internationale (UAI) ne concerne que les objets duSystème solaire et ne s'applique pas aux exoplanètes[16],[17]. 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[18].Cette définition, plus générale et qui concernetoutes les planètes, y compris celles du Système solaire, contient les critères suivants[note 1] :
les objets avec unevraie masse en deçà de la masse limite permettant lafusion thermonucléaire dudeutérium (actuellement calculée comme valant 13 fois la masse de Jupiter pour des objets demétallicitésolaire) qui orbitent autour d'étoiles ou derémanents 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 pour le 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 et 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 autre 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. 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[19]. Certains de ces objets ont peut-être appartenu à unsystème 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 autre définition 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 paraccrétion à partir d'un noyau et que ce procédé peut parfois produire des planètes de masse supérieure au seuil de fusion du deutérium[20],[21] ; des planètes massives de cette sorte ont peut-être déjà été observées[22]. Ce point de vue admet également la possibilité dessous-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 13masses 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[23].L'Encyclopédie des planètes extrasolaires incluait en 2011 les objets jusqu'à25 fois la masse de Jupiter, considérant que« le fait qu'il n'y ait aucune particularité(special feature) autour de13 MJup dans le spectre de masse observé renforce le choix d'oublier cette limite de masse »[24], puis tous les objets jusqu'à 60 fois la masse de Jupiter depuis 201X. L'Exoplanet Data Explorer inclut les objets allant jusqu'à24 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)[25]. »
La désignation normalisée des exoplanètes est une extension de celle utilisée par leWashington Multiplicity Catalog (WMC) pour les systèmes d'étoiles multiples[26], norme qui a été adoptée par l'UAI[26].
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[27]. 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.
Si une planète orbite un membre d'unsystème binaire, lalettre capitale de l'étoile est suivie par une minuscule pour la planète. Plusieurs exemples sont aujourd'hui connus, tels16 Cygni Bb[28] etHD 178911 Bb[29]. Les planètes en orbite autour de l'étoile primaire (étoile « A ») devraient avoir un « Ab » à la suite du nom du système, comme pourHD 41004 Ab[30]. 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 binaireTau Bootis est habituellement appelée simplementTau Bootis b[31].
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 « Ab ». Par exemple,51 Peg Aa est l'étoile hôte du système51 Peg et la première exoplanète est alors51 Peg Ab. 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 exemple51 Peg.
Quelques exoplanètes se sont vu attribuer des noms qui ne se conforment pas à la norme précédente. Par exemple, les planètes qui orbitent le pulsarPSR 1257+12 furent à l'origine nommées avec des capitales, en commençant à A (laissant l'étoile sans suffixe), plutôt qu'avec des minuscules. Par ailleurs, le nom du système lui-même peut suivre plusieurs systèmes de désignation différentes. Dans les faits, un certain nombre d'étoiles parmi lesquellesKepler-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 leurscoordonnées célestes.
Exemples de suffixes utilisant la nomenclature de Hessmanet al.
Cependant, Hessmanet al. firent la remarque que le système implicite utilisé pour les noms d'exoplanètes se trouvait totalement en échec avec la découverte deplanètes circumbinaires[26]. Ils notent que les découvreurs des deux planètes autour deHW Virginis ont essayé de contourner le problème de désignation 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 deNN Serpentis ont été confrontés à de multiples suggestions émanant de diverses sources officielles et choisirent finalement d'utiliser les désignations « NN Ser c » et « NN Ser d ». Hessmanet al. ont alors proposédeux règles afin de remédier à ce problème. Ils notent que, en suivant ces deux règles, 99 % des noms actuels de planètes autour 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. Pour faire face aux difficultés liées aux planètes circumbinaire, la proposition contientdeux règles supplémentaires, où l'utilisation de parenthèses autour du nom du couple d'étoiles centrales est à privilégier dans le cas de planètes dans cette situation. Ils indiquent que cela ne nécessite le changement de nom complet que de deux systèmes exoplanétaires : les planètes autourHW Virginis seraient rebaptiséesHW Vir (AB) b et(AB) c tandis que celles autourNN Serpentis seraient rebaptiséesNN Ser (AB) b et(AB) c. En outre, les seules planètes circumbinaires connues antérieurement autour dePSR B1620-26 etDP Leonis peuvent presque conserver leurs noms (PSR B1620-26 b etDP Leonis b) comme des formes officieuses informelles de la forme « (AB) b » où la désignation « (AB) » est laissée de côté.
À la suite de la récente découverte dePH1 b, de nouvelles difficultés sont apparues. En effet, cette planète tourne autour d'un système binaire faisant lui-même partie d'un système double double (système binaire de systèmes binaires) nomméKIC 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 paireKIC 4862625 A (aussi notéeKIC 4862625 Aa+Ab ou encoreKIC 4862625 Aab, normalement A(ab) de façon plus correcte, pour bien indiquer les deux composantes), composée des étoiles individuellesKIC 4862625 Aa etKIC 4862625 Ab, et l'autre paire est nomméeKIC 4862625 B (aussiKIC 4862625 Ba+Bb ouKIC 4862625 Bab) et composée deKIC 4862625 Ba etKIC 4862625 Bb. La logique exposée ci-dessus plaide en faveur d'une désignation de la formeKIC 4862625 A(ab)1 ouKIC 4862625 (Aa+Ab)1, les nombres en chiffres arabes étant l'étape suivante 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 systématiqueKIC 4862625 b[32], 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.
Une autre nomenclature, souvent vue dans les œuvres de science-fiction, utilise leschiffres 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 « JupiterIV » pourCallisto. Mais un tel système n'est pas pratique pour un usage scientifique, puisque de nouvelles planètes peuvent être trouvées plus près de l'étoile, changeant alors tous les chiffres. Cependant, ces chiffres romains semblent êtrela forme qui sera utilisée pour désigner lessatellites 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.
L'Union astronomique internationale, seul arbitre dans le processus de nomenclature par sacommission 53[35], ne reconnaît pas les noms donnés aux planètes extrasolaires à travers des sites marchands[36]. Elle annonce cependant le sa décision de donner des noms populaires aux exoplanètes, en invitant le public à lui soumettre des suggestions[37]. En 2015, un vote concernant les associations astronomiques, puis un vote grand public sont mis en place par l'organisme afin de nommer les exoplanètes, dans le cadre du concoursNameExoWorlds.
Les planètes de notre Système solaire, comme toute planète, peuvent parfaitement se voir appliquer les règles précédentes. Pour le détail, voircette section.
La question « Sommes-nous seuls dans l'Univers ? » est ancienne (ainsi,Fontenelle y a consacré sesEntretiens sur la pluralité des mondes). Elle entraîne la question de l'existence d'autres planètes sur lesquelles pourraient se développer d'autres formes devie. AuXVIe siècle,Giordano Bruno, partisan de la théorie deNicolas 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 autant de soleils et ainsi accompagnées de planètes[38]. AuXVIIIe siècle,Isaac Newton fait de même dans leGeneral Scholium(en), la conclusion de sesPrincipia : « 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 ofOne. »)[39]
De nos jours, les astronomes considèrent généralement tous les anciens rapports de détection comme erronés[45].
La découverte d'un objet de masse planétaire est annoncée le.HD 114762 b orbite autour de l'étoile de type solaire nomméeHD 114762[46],[47]. Samasse minimale est de onze fois lamasse de Jupiter et pourrait, selon l'inclinaison de son orbite et la définition adoptée, être une planète ou une naine brune. En 2019, une étude des données dusatelliteGaia révèle que HD114762 b est en fait unenaine rouge et non une planète[48],[49].
En 1991,Andrew G. Lyne, M. Bailes et S.L. Shemar revendiquent la découverte d'uneplanète de pulsar en orbite autour dePSR 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 (chronométrie de pulsar(en))[50]. L'annonce fait brièvement l'objet d'une attention intense, mais Lyne et son équipe la rétractent ensuite[51].
En, exactement vingt ans après l'annonce de la première découverte,près de 2 000 planètes ont été détectées et plus de 3 000 candidats sont en attente de confirmation. Plus de la moitié ont été découvertes à l'université de Genève par des équipes internationales[réf. nécessaire].
Au départ, la majorité des planètes détectées sont desgéantes gazeuses ayant une orbite trèsexcentrique, dont certaines se sont finalement révélées être desnaines 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 des vitesses radiales l 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 laNASA et de l'Observatoire européen austral ont annoncé des découvertes grâce auTrès Grand Télescope et autélescope spatial Spitzer. Finalement, il semble que l'Europe ait bien obtenu les premières images directes de planètes extrasolaires. En l'occurrence, elles orbitent autour de la naine brune GPCC-2M1207 et de l’étoileGQ Lupi. Cela dit, le compagnon deGQ Lupi est probablement une naine brune.
En, le « mystère dulithium » est résolu grâce aux données compilées sur les exoplanètes et leurs étoiles[57]. Selon 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.
Par la suite, l'emballement médiatique concernant de prétendues découvertes d'exoplanètes habitables fait l'objet de critiques[58].
À la fin des années 2010, plus de 4 000 exoplanètes sont découvertes et environ 3 000 astronomes en recherchent, contre huit au début des années 1990[40]. En 2019, on découvre en moyenne une exoplanète par jour[59]. En, laNASA en identifie plus de 5 000[60]. En novembre 2024, 7 350 exoplanètes ont été identifiées, dont plus de 5 700 confirmées par la NASA[61],[62].
Détecter une exoplanète de manière directe n'est pas une chose facile, pour plusieurs raisons :
une planète ne produit pas delumière : 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 : lepouvoir séparateur des instruments de détection doit donc être très élevé pour les distinguer.
Ainsi, jusqu'à la première photographie optique parimagerie infrarouge de l'exoplanète2M1207 b en 2004 et la première découverte par coronographie publiée le dans la revueScience, les seules méthodes de détection efficaces sont appelées « indirectes », car elles ne détectent pas directement lesphotons venant de la planète.
Il existe désormais différentes méthodes actuelles et futures pour détecter une exoplanète, la plupart depuis lesobservatoires au sol.
Cette méthode repose sur les interférences destructives de la lumière de l'étoile. En effet, la lumière de l'étoile étant cohérente dans les deux bras de l'interféromètre, il est possible d'annuler l'étoile dans le plan image permettant ainsi de détecter un éventuel compagnon. Cette méthode a permis de détecter et confirmer quelques exoplanètes. Cependant, la stabilité des interféromètres disponibles actuellement ne permet pas d'atteindre des contrastes suffisamment importants pour détecter des planètes de type Terre.
La méthode des vitesses radiales consiste en l'étude duspectre 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 lavitesse radiale de l'étoile. De manière identique auxbinaires spectroscopiques, on obtient 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, ou pour de petites étoiles, comme lesnaines rouges[63]. Cela explique que de nombreuses exoplanètes découvertes jusqu'à aujourd'hui ont une orbite très proche de leur étoile.
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 parOtto Struve de l'observatoire Yerkes de l'université de Chicago. Elle a été proposée à nouveau à deux reprises : en 1971 parFrank Rosenblatt de l'université Cornell, puis en 1980 parWilliam Borucki ducentre de recherche Ames de laNASA, enCalifornie. La méthode par transit consiste à détecter l’exoplanète lorsqu’elle passe devant son étoile. Elle bloque alors une petite quantité de lumière provenant de l’étoile. En mesurant le flux lumineux continument et en détectant la périodicité de cette diminution, on peut détecter indirectement la présence d’une planète tournant autour de son étoile. On peut ainsi en déduire la taille de la planète et par la suite émettre des hypothèses sur sa masse, sa composition rocheuse ou gazeuse et sur son atmosphère.
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 : lestransits de Vénus et deMercure ne peuvent cependant être observés tout au plus que quelques fois par siècle.
C'est par cette méthode que la plupart des planètes extrasolaires ont été détectées.
Le principe repose sur letransit secondaire, c’est-à-dire quand la planète passederrière 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'uneplanète 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.
Récemment, des équipes d'astronomes ont réussi à détecter deux exoplanètes de manière directe, par l'utilisation du satelliteSpitzer. Celles-ci, qui étaient déjà connues, ont été repérées grâce à la lumièreinfrarouge 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.
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 duVery Large Telescope Interferometer (VLTI) appeléPRIMA.
Cette méthode s'appuie sur la courbure de lalumière émise par une étoile distante ou unquasar, 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 larelativité générale, comme l'a décritAlbert 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 laradiation reçue.
L'utilisation combinée de systèmes de correction en temps réel (optique adaptative) et de lacoronographie permet maintenant d'observer directement la lumière parvenant de la planète.
Lacoronographie 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'uneoptique 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 2004 à l'aide duVLT[64]. Cependant, elle orbite autour d'une étoile peu brillante (unenaine brune),2M1207 et est détectée non pas par coronographie, mais parimagerie infrarouge. La première découverte par coronographie est publiée le dans la revueScience. Prise par letélescope spatial Hubble et traitée par l'équipe de l'astronomePaul Kalas, la planète a une masse probablement proche de celle deJupiter. BaptiséeFomalhaut b, elle est en orbite autour de l'étoileFomalhaut dans laconstellation duPoisson austral (Piscis Austrinus) à environ 25 années-lumière.Fomalhaut b est distante d'environ dix fois la distance séparantSaturne duSoleil[65]. Cette découverte est annoncée en même temps et dans la même revue que celle de l'équipe de l'astronomecanadienChristian Marois concernant la première observation directe, à 129 années-lumière, d'un système stellaire entier composé de trois planètes géantes photographiées dans l'infrarouge autour de l'étoileHR 8799[66].
Dès l'an 2000, des classifications taxinomiques sont aussi suggérées. En 2000, laclassification de Sudarsky établit cinq classes de planètes et ne concerne que les géantes gazeuses, sur la base de modèles numériques reposant sur les types d'atmosphères les plus probables pour ce genre de corps. En 2012, la taxonomie de Plávalová donne une description symbolique des principales caractéristiques d'une planète afin de pouvoir effectuer une comparaison rapide entre les diverses propriétés de ces objets.
La plupart des planètes découvertes à ce jour l'ont été dans un rayon de 2 000 années-lumière autour du Soleil, ce qui est très réduit à l'échelle galactique (image JPL/NASA).
La Voie lactée posséderait à elle seule plus de100 milliards de planètes voire plus de 200[68]. Par ailleurs, même si aucune n'a encore été formellement identifié, nombre d'entre elles possèdent certainement dessatellites.
Le nombre de planètes semblables à la Terre présentes dans notre galaxie est estimé en 2013 à environ8,8 milliards[69],[70], et en 2019 à10 milliards[71][réf. incomplète].
Au printemps 2015, on recense 1 120 étoiles avec planètes,463 systèmes multiples,450 géantes gazeuses, 1 061 Jupiters chauds, 206 super-Terres et92 planètes telluriques de la taille de la Terre.
Au on recense 3 989 exoplanètes dans 2 983 systèmes planétaires dont654 multiples[1].
Vue d'artiste représentant l'évaporation d'HD 209458 b. Crédits :NASA/ESA/CNRS.
C'est en 1999 que l'on détecte la première géante gazeuse,HD 209458 b (Osiris), contenant de l'oxygène et ducarbone dans sonatmosphère. Cette planète étant très proche de son étoile, elle voit son atmosphèresoufflée par cette dernière. Ce phénomène a poussé les scientifiques à imaginer une classe particulière d'exoplanètes, lesplanètes chthoniennes, qui sont des résidus rocheux de géantes gazeuses à l'atmosphère soufflée par leur étoile.
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'untransit. 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 américainSpitzer, laNasa 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, l'astrophysicienMaciej Konacki duCalifornia Institute of Technology (Caltech) a annoncé dans la revueNature 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 autélescope Keck 1 deHawaï, il a pu trouver cette planète dont la révolution autour de son étoile se fait en moins de quatre jours. Les modèles actuels () 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 àla planète du même nom dans la sagaStar Wars.
Le, une équipe de chercheurs de planètes (dontMichel Mayor) annonce la découverte, grâce auspectrographeHARPS, de trois planètes de type « neptunien » (le « Trident de Neptune ») autour de l'étoile de type solaireHD 69830. Les masses sont respectivement de 10, 12 et18 fois la masse terrestre (ce qui est relativement faible, Jupiter fait318 fois lamasse de la Terre). Ce système possède probablement uneceinture d'astéroïdes à environ 1 au de l'étoile.
Le, une planète,Mu Arae d ou laVénus de Mu Arae, de14masses terrestres est découverte. Cette masse étant en deçà d'une limite théorique de15 masses terrestres en dessous de laquelle une planète peut êtretellurique, 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, une équipe d'astronomes du Smithsonian annonce la probable découverte d'un nouveau type de planète : avec un rayon équivalent à1,38 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 baptiséHAT-P-1 b ; son étoile est l'astre principal d'un système double, situé à quelque450 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, âgées d'environ3,6 milliards d'années.
Le, Kailash Sahu, duSpace Telescope Science Institute de Baltimore, et ses collègues américains, chiliens, suédois et italiens auraient découvert, grâce au télescope spatial Hubble, cinq 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 de10 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.
Le, une équipe d'astronomes conduite par Debra Fischer (San Francisco State University) etGeoffrey Marcy (University of California, Berkeley) découvre une cinquième planète autour de55 Cancri, une étoile située à41 années-lumière dans laconstellation du Cancer, faisant de ce système, le plus fourni en exoplanètes connu à ce jour[73].
Le, l'Institut Max-Planck de recherche sur le Système solaire (Heidelberg en Allemagne) annonce avoir découvert une jeune planète en formation dans ledisque circumstellaire deTW Hydrae, une étoile de moins de10 millions d'années qu'elle frôle à moins de0,04unité astronomique, soit25 fois moins que la distance de la Terre au Soleil. L'étude de cette planète gazeuse dix fois plus massive queJupiter devra permettre de mieux comprendre la formation des planètes[74],[75]. Il s'agit de la première planète détectée autour d'une étoile de moins de100 millions d'années. Cette découverte faite grâce auspectrographe 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.
Toujours le est annoncée la découverte, par les télescopes Keck et Gemini à Hawaï, d'un système de trois planètes,HR 8799, et ce grâce à la technique d'imagerie directe.
Le est annoncée la découverte par le satelliteCoRoT deCoRoT-7 b, la plus petite des exoplanètes jamais observées à ce jour qui fait près de deux fois le diamètre de la Terre et entre dans la catégorie desSuper-Terre. Très proche de son étoile dont elle accomplit unerévolution en20 heures, elle est également très chaude, sa température atteignant1 000 à 1 500 °C[76].
Le est annoncée la découverte de la planèteGliese 1214 b, qui serait composée d'une grande quantité d'eau, autour de l'étoileGliese 1214.
Le est annoncée la découverte d'un système de cinq à sept planètes autour de l'étoileHD 10180 (dans la constellation de l'Hydre mâle). En 2010, c'était l'étoile possédant le plus grand nombre de planètes dans un système extrasolaire. Ce record de sept planètes est détrôné en 2017 par le systèmeKepler-90, qui en compte huit.
Le est annoncée la découverte du premier transit multiple (deux planètes) autour de l'étoileKepler-9.
Le est annoncée la découverte deGliese 581 g, sixième exoplanète découverte autour de lanaine rougeGliese 581, qui en raison de sa masse (environ trois à quatre fois celle de la Terre), de ses températures, de sa localisation dans lazone habitable à0,146 au, et de sa possibilité de retenir une atmosphère, est à ce jour l'exoplanète présentant la plus haute habitabilité et probabilité d'abriter des formes de vie[77],[78].
Le est annoncée la découverte deHIP 13044 b ; planète géante, elle serait située à quelque 2 200 années-lumière de la Terre, autour de l’étoileHIP 13044, dans la constellation du Fourneau. Cette annonce est cependant rétractée en 2014, car après corrections d'erreurs de mesure, il n'a plus été possible de mettre en évidence sa présence supposée[79]. Cette découverte aurait été la première détection d'un système planétaire d'origine extragalactique (originaire d'une autre galaxie) à la suite de la fusion cosmique entre la Voie lactée et cette autre galaxie (il y a six à neuf milliards d'années)[80],[81].
Le est annoncée la découverte du système planétaire deKepler-11, contenant six planètes en transit sur des orbites particulièrement serrées[82].
Le est annoncée la détection du transit de55 Cancri e, une super-Terre autour d'une étoile visible à l'œil nu[réf. nécessaire].
Le 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[83],[84].
Le est annoncée l'observation d'une géante gazeuse en formation assez similaire àJupiter :LkCa 15 b[85].
Le est annoncée la découverte des deux premières planètes de taille terrestre,Kepler-20 e etKepler-20 f, ayant respectivement un rayon de 0,868 et1,034 fois celui de la Terre, dans un système comptant désormais au moins cinq planètes.
Le sont découvertes trois planètes dont la taille est comprise entre celle de Mars et de Vénus, autour deKepler-42 (encore appelée KOI-961 à l'époque).
Le est annoncée la découverte de cinq planètes en orbite autour de l'étoileTau 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 etTau Ceti f, sont dans lazone habitable du système[86],[87],[88].
Le, des astronomes affiliés à lamission Kepler annoncent la découverte deKOI-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 detype 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[89].
Le 17 avril, la découverte grâce au télescope spatialKepler de cinq planètes autour de l'étoilenaine rougeKepler-186 est annoncée. Ces cinq planètes, de taille proche de celle de la Terre, sont toutes probablementrocheuses. Parmi celles-ci,Kepler-186 f, la plus éloignée de l'étoile, se trouve en plus dans lazone habitable de Kepler-186.
Au printemps, 21 planètes sont répertoriées, portant toutes le nom principal de Kepler, le satellite ayant permis leur découverte, et numérotées de 434b à 447b[90].
Le, laNASA annonce la détection via son télescope spatialKepler d'une nouvelle planète nomméeKepler-452 b[91], à 1 400 années-lumière de notre système solaire, que plusieurs paramètres (type spectral de l’étoile hôte, dimensions de l’orbite, dimensions de la planète en font unesuper-Terre) se rapprochant globalement de la Terre davantage que toute autre exoplanète connue.
En avril, une équipe internationale de chercheurs, menée parMichaël Gillon de l'Université de Liège annonce la découverte de trois nouvelles exoplanètes en orbite autour d'une étoilenaine ultra-froide (TRAPPIST-1)[92]. Situées à environ 39 années lumière de la Terre, elles seraient« potentiellement habitables »[93]. Un an plus tard, ces planètes s'avèrent finalement être sept.
Le, la NASA annonce la découverte de 1 284 exoplanètes grâce à son télescopeKepler[94].
Le 22 février, l'équipe dutélescope belgeTRAPPIST (the TRAnsiting Planets and Planetesimals Small Telescope) installé sur deux sites : le site TRAPPIST-S (TRAPPIST Sud) à l'Observatoire de La Silla, auChili et le site TRAPPIST-N (TRAPPIST Nord) à l'Observatoire de l'Oukaïmeden auMaroc, annonce que le système planétaire autour de l'étoileTRAPPIST-1 comporte en fait 7 planètes telluriques, dont 3 en zone habitable, et dont les dimensions sont proches de la Terre et où la température de surface est compatible avec la présence d'eau liquide[96].
En avril, la revueNature annonce qu'une équipe internationale composée de scientifiques de l'IPAG a découvert une exoplanète située à 40 années-lumière de la Terre, évoluant dans lazone habitable de l'étoileLHS 1140. Très probablement rocheuse, cette exoplanète nomméeLHS 1140 b, d'une masse sept fois plus élevée que la Terre, pourrait devenir la meilleure candidate pour la recherche de traces de vie dès que des instruments pouvant analyser son atmosphère seront opérationnels[97],[98],[99].
En novembre est annoncée une nouvelle découverte majeure, celle d'une exoplanète1,4 fois plus massive que la Terre et située à seulement11 années-lumière du Système solaire :Ross 128 b.
En janvier, Joseph E. Rodriguez et ses collègues rapportent la découverte de trois exoplanètes de typesuper-Terre orbitant autour de l'étoileGJ 9827 (appelée aussiGliese 9827 ouHIP 115752), une étoile naine brillante de type K, située à environ99 années-lumière de la Terre, dans laconstellation des Poissons. Les rayons de ces planètes, entre 1,27 et 2,07 rayons terrestres, les placent à la limite des planètes rocheuses et gazeuses. Leur période de révolution s'étagent de1,2 à 6,2 jours[101],[102].
En février, l'analyse des vitesses radiales de l'étoileGJ 9827 entre 2010 et 2016 montre que la planète la plus interne de ce système,GJ 9827 b, avec un rayon de1,64rayons terrestres et une masse d'environ huitmasses terrestres, est une dessuper-Terres les plus massives et denses découvertes à ce jour (les masses des deux planètes externes n'ont pu être mesurées précisément)[103].
En décembre, les résultats des observations dutélescope Hubble mettent en évidence que l'exoplanèteGliese 3470 b s'évapore littéralement. Très proche de son étoile, elle perd 10 000 tonnes de gaz par seconde et devrait finir sa vie complètement sèche[104].
En septembre les baisses de luminosité de lanaine blanche.WD 1856+534, observées en 2019, sont interprétées comme letransit d'uneplanète géante. Avec une masse pouvant atteindre14masses joviennes et une période orbitale d'environ34 heures, il est étonnant que cette planète ait survécu auxforces de marée lors de la transformation de l'étoile en naine blanche[112].
En octobre, l'observation d'une baisse temporaire de l'intensité durayonnement X reçu d'unsystème binaire situé dans lagalaxieM51 (distante de28 millions d'années-lumière) est interprétée, après élimination d'autres explications, comme due autransit d'une planète. Ce serait ainsi la premièreexoplanète extragalactique repérée[113].
mars 2022 (NASA/JPL-Caltech/ M. Russo et A. Santaguida).
Objects with true masses below the limiting mass for thermonuclear fusion of deuterium (currently calculated to be 13 Jupiter masses for objects of solar metallicity) that orbit stars or stellar remnants are "planets" (no matter how they formed). The minimum mass/size required for an extrasolar object to be considered a planet should be the same as that used in our Solar System.
Substellar objects with true masses above the limiting mass for thermonuclear fusion of deuterium are "brown dwarfs", no matter how they formed or where they are located.
Free-floating objects in young star clusters with masses below the limiting mass for thermonuclear fusion of deuterium are not "planets", but are "sub-brown dwarfs" (or whatever name is most appropriate). ».
↑abc etdChristinaNicolae et ValérieDelavigne,« Naissance et circulation d'un terme : une histoire d'exoplanètes », dans Geoffroy Williams,Texte et corpus : Actes des sixièmes Journées de la linguistique de corpus,(lire en ligne[PDF]),p. 217-229.
Exoplanetes.fr : site francophone d'exploration citoyenne des exoplanètes de lagalaxie, cataloguant les exoplanètes connues et permettant d'effectuer des recherches
