Début 2026, une étude a mesuré la masse de quatre planètes dans le système V1298 Tauri âgé de moins de 30 millions d’années. La densité observée pour ces objets pourrait montrer qu’il s’agit d’ancêtres des super-Terres. Ces planètes sont similaires à la Terre mais peuvent avoir une masse 5 fois plus importante.
Si l’explosion récente du nombre de planètes détectées en dehors de notre Système solaire peut laisser penser que l’hypothèse de mondes infinis peuplant notre galaxie est une pensée contemporaine. En réalité, dès le IVe siècle avant notre ère, des philosophes grecs comme Démocrite, Anaxarque ou Épicure émirent l’idée que, s’il existait une infinité d’atomes dans l’univers, il devrait alors exister une infinité de mondes, aussi bien semblables que différents du nôtre. Cependant, la recherche de ces planètes tournant autour d’autres étoiles que le Soleil n’a vraiment débuté que dans les années 1980 avec la détection des premières exoplanètes.
En parlant de l’origine de l’exoplanétologie, on pense souvent à la planète 51 Pégasi b, détectée en 1995 par Michel Mayor et Didier Queloz à l’Observatoire de Haute-Provence. Il s’agit en effet de la première détection officielle d’une planète en orbite autour d’une étoile similaire au Soleil. Cependant, les premières exoplanètes ayant une masse similaire à celle des planètes de notre système solaire datent de 1992. En observant le pulsar PSR1257+12, un objet très dense se formant après la mort de certaines étoiles plus massives que le Soleil, Aleksander Wolszczan et Dale Frail ont détecté la présence de deux planètes avec une masse 2,8 et 3,4 fois plus grande que celle de la Terre.
Détecter une planète grâce à son étoile
Ces premières découvertes ont été réalisées en mesurant précisément le mouvement d’une étoile ou d’un pulsar. Cependant, parmi les 6 000 exoplanètes connues aujourd’hui, plus de la moitié ont été détectées par la méthode des transits. Pour cela, les scientifiques observent durant plusieurs heures la lumière émise par une étoile. En temps normal, l’intensité de cette dernière reste globalement constante. Néanmoins, si le système stellaire possède une planète et que cette dernière passe exactement entre l’étoile et la Terre, l’observateur ou l’observatrice détectera une baisse de la luminosité de l’étoile. Si la planète tourne autour de l’étoile en deux semaines, alors cette variation lumineuse se produira toutes les deux semaines.
Cette méthode permet ainsi de connaître la position de la planète dans le système et sa taille. En effet, une planète géante comme Jupiter cachera une plus grande partie de l’étoile qu’une planète comme la Terre. Cependant, il est très peu probable d’observer le transit d’une planète. Pour cela, il faut qu’elle soit assez grande pour que la baisse de lumière soit détectable par nos instruments et surtout, la planète doit passer entre son étoile et la Terre. Enfin, une planète comme la Terre ne produira un transit qu’une fois par an. On a donc très peu de chances de l’observer.
Cette méthode va donc principalement détecter des planètes géantes, composées en majorité de gaz, très proches de leur étoile. Ce fut le cas pour la première planète détectée par cette méthode, HD209458 b. Confirmée en 2000, cette planète a une masse proche de celle de Saturne et tourne autour de son étoile en trois jours et demi. En termes de distance, elle est ainsi 20 fois plus proche de son étoile que la Terre, avec une température estimée à plus de 1 000 °C.
Trouver la Terre parmi les géantes
Après les premières exoplanètes géantes détectées, il fallut attendre 14 ans pour obtenir la première détection d’une planète rocheuse autour d’une étoile similaire au Soleil. En effet, l’envoi dans l’espace de télescopes a permis des observations à grande échelle des étoiles. Contrairement aux observations au sol, les instruments n’étaient plus gênés par l’atmosphère ni par le cycle jour/nuit. C’est ainsi que plusieurs transits d’exoplanètes rocheuses potentielles ont été détectés. Malheureusement, en plus des incertitudes de mesure, la méthode des transits ne permet pas de déterminer la masse d’une planète. Les objets détectés ayant un rayon quasiment 2 fois plus grand que celui de la Terre, il était alors difficile de savoir s’il s’agissait d’une planète rocheuse ou gazeuse.
Ce fut notamment le cas pour la planète Corot-7. D’abord détectée par le satellite Corot en 2007, une étude menée par Didier Queloz en 2009 a confirmé que Corot-7 b était bien une exoplanète rocheuse autour d’une étoile de type solaire, une première. Pour cela, l’équipe a mesuré la masse de la planète grâce à la méthode des vitesses radiales. Cette dernière consiste à déterminer précisément la position des raies du spectre de l’étoile, sa couleur en quelque sorte. Si une planète tourne autour de l’étoile, la gravité de la planète va attirer légèrement l’étoile. Elle va donc effectuer un cercle autour du centre du système. Plus la planète est massive, plus ce cercle sera grand. En observant le spectre de l’étoile, on observera un décalage vers le bleu lorsque l’étoile s’approche de la Terre et vers le rouge lorsqu’elle s’éloigne.
En couplant la méthode des transits et des vitesses radiales, on obtient alors la densité de la planète. Une exoplanète gazeuse aura une faible densité alors qu’une planète rocheuse comme la Terre sera plus dense. Cependant, même avec la précision des instruments d’aujourd’hui, une planète comme la Terre reste extrêmement difficile à détecter. La majorité des exoplanètes rocheuses détectées, comme Corot-7 b, sont en réalité des super-Terres. Ces planètes peuvent faire jusqu’à 10 fois la masse de la Terre pour un rayon deux fois plus grand. De plus, la plupart de ces planètes sont très proches de leur étoile car leur transit se produit beaucoup plus régulièrement. Corot-7 b, par exemple, fait le tour de son étoile en moins d’un jour.
La formation des super-Terres
Malgré sa grande variété, le système solaire ne possède pas de super-Terres. Cependant, une équipe chinoise a récemment estimé que près de 30% des systèmes de type solaire seraient composés de planètes rocheuses plus grandes que la Terre. Un grand nombre de ces systèmes est également composé de mini-Neptunes. Ces planètes sont similaires aux Super-Terres mais avec une atmosphère beaucoup plus épaisse.
La formation de ces planètes est encore sujette à débat dans la communauté scientifique. Néanmoins, l’hypothèse principale veut que les super-Terres se forment par accretion de matière à des distances similaires à celles entre la Terre et le Soleil. Les grains de poussière présents autour de l’étoile jeune se collent les uns aux autres pour créer des corps rocheux, des planétésimaux, qui vont continuer à grandir par collision. Cela se fait en quelques millions d’années et une fois que les planètes sont formées, certaines vont migrer et se rapprocher de leurs étoiles.
V1298 Tauri, 4 futures super-Terres ?
Pour valider ces hypothèses, il est important d’observer de très jeunes systèmes en formation. Le problème est que les étoiles jeunes sont très actives et difficiles à étudier. Néanmoins, en 2026, John Livingston et son équipe ont réussi à déterminer la masse et le rayon des planètes du système V1298 Tauri, âgé de moins de 30 millions d’années. Dans ce système, l’observation des transits a permis de détecter quatre planètes avec un rayon supérieur à celui de Neptune. De plus, ces objets se situent tous à une distance inférieure à celle de Mercure.
Comme on l’a vu précédemment, la méthode des transits ne permet normalement pas d’obtenir la masse des planètes. Cependant, dans un système aussi compact, les planètes vont s’attirer mutuellement. Cela va modifier légèrement la durée des transits au cours du temps. Ainsi, en observant 44 transits sur 5 ans, l’équipe de recherche a pu observer ces variations et s’en servir pour déterminer la masse des planètes.
Contrairement à Neptune qui a une masse 17 fois plus importante que celle de la Terre, ces planètes ont des masses comprises entre 4 et 20 masses terrestres. V1298 Tauri c et d ont notamment des masses d’environ 4,7 et 6 masses terrestres. Leurs densités sont très faibles pour des planètes de cette taille. Elles auraient donc un noyau similaire à celui des super-Terres avec une très grande atmosphère. Notez que ici les planètes c et d sont plus proches que la planète b. En effet, les exoplanètes sont nommées avec le nom de l’étoile suivi d’une lettre minuscule. La planète b est alors généralement la première planète détectée et pas toujours la plus proche.
La grande proximité avec l’étoile fait que l’activité de cette dernière entraîne une évaporation de l’atmosphère des planètes. Au cours du temps, elles vont donc perdre de la masse et surtout rétrécir. Les planètes les plus éloignées deviendraient alors des mini-Neptunes et les plus proches des super-Terres. En observant un système comme V1298, cela permet de tester nos modèles de formation planétaire et ainsi de mieux comprendre comment évoluent les planètes au cours du temps.
Sources
- Livingston, J. et al. (2026), A young progenitor for the most common planetary systems in the Galaxy
- Épicure (0341-0270 av. J.-C.) : Lettre à Hérodote
- Michel Mayor and Didier Queloz (1995), A Jupiter-mass companion to a solar-type star
- A. Wolszczan and D. A. Frail (1992), A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257 + 12
- Charbonneau, D. et al. (2000), Detection of Planetary Transits Across a Sun-like Star
- Queloz, D. et al. (2009), The CoRoT-7 planetary system: two orbiting super-Earths
- Zhu, W. et al. (2018), About 30% of Sun-like Stars Have Kepler-like Planetary Systems: A Study of Their Intrinsic Architecture
- Konstantin Batygin and Alessandro Morbidelli (2023), Formation of rocky super-earths from a narrow ring of planetesimals
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