Un rendu d’artiste de Proxima Centauri vue depuis la partie » anneau » de la planète, Proxima b….. L’étoile que cette planète encercle aurait plus de 3 fois le diamètre et 10 fois la superficie que prend notre Soleil. Alpha Centauri A et B (illustrées) seraient visibles pendant la journée. On ignore totalement s’il existe des planètes autour d’Alpha Centauri A ou B à l’heure actuelle.
ESO/M. Kornmesser
Chaque étoile qui remplit le ciel nocturne porte avec elle l’un des plus grands espoirs et l’une des plus grandes craintes que l’humanité se soit jamais posée : la possibilité que nous ne soyons pas seuls dans l’Univers. Il y a une génération, chaque étoile était considérée comme un point lumineux d’espoir, mais nous n’avions aucune idée si les planètes étaient communes ou rares, et si notre système solaire était un exemple typique de ce qui existait ou une possibilité parmi une immense variété. En 2018, il y a des milliers de planètes confirmées en orbite autour d’autres étoiles, détectées par une multitude de méthodes et présentant une énorme diversité de tailles, de masses et de propriétés orbitales. On pense maintenant qu’au moins 80 % de toutes les étoiles ont des compagnons planétaires, et que presque toutes celles-là ont de nombreux mondes dans leur système solaire.
Y compris l’étoile la plus proche de nous : Proxima Centauri.
Une portion du relevé numérisé du ciel avec l’étoile la plus proche de notre Soleil, Proxima Centauri, représentée en… rouge au centre. Alors que les étoiles semblables au Soleil comme la nôtre sont considérées comme communes, nous sommes en fait plus massifs que 95% des étoiles de l’Univers, avec 3 étoiles sur 4 dans la classe des « naines rouges » de Proxima Centauri.
David Malin, télescope UK Schmidt, DSS, AAO
Le satellite Kepler a découvert la plupart des candidats planétaires autour des étoiles au-delà de notre Soleil. Son mode de fonctionnement est connu sous le nom de méthode des transits. Lorsqu’une planète, en orbite autour de son étoile, passe entre la ligne de visée reliant la Terre à cette étoile, une infime partie de cette lumière est bloquée. Au fur et à mesure que la planète glisse sur le disque de l’étoile, puis s’en éloigne, nous verrons le flux commencer à baisser, rester à un niveau constant abaissé, puis augmenter à nouveau pour retrouver sa valeur initiale.
Avec suffisamment de transits d’une seule planète, nous pouvons déterminer sa période orbitale, son rayon par rapport à celui de l’étoile mère, et la quantité de rayonnement qui frappe sa surface. La méthode des transits est puissante, mais elle ne vous dit pas tout.
Les données obtenues pour les profondeurs de transit de chacune des sept planètes autour de TRAPPIST-1. Des données prises… avec le télescope spatial Spitzer. Cela nous permet de déduire la taille et la période orbitale de la planète, mais pas d’autres propriétés comme la masse ou la température.
ESO/M. Gillon et al.
L’une des choses que cela ne révèle pas, cependant, est la masse de la planète. Si vous remplaciez instantanément la Terre par une planète de la même taille, mais de masse double (ou moitié moindre), son orbite resterait inchangée. Elle aurait exactement la même signature de transit : la même période, la même fréquence, le même profil, et elle bloquerait la même quantité de lumière.
Mais il existe une méthode qui pourrait révéler la masse de la planète : observer l’étoile autour de laquelle elle gravite pour détecter d’infimes variations. La méthode des oscillations stellaires utilise la troisième loi de Newton – selon laquelle toute action a une réaction égale et opposée – pour déduire la traction gravitationnelle de la planète sur l’étoile. Lorsque l’étoile se rapproche et s’éloigne de nous, périodiquement, en raison de cette attraction gravitationnelle, la masse et l’orbite de la planète peuvent être déduites.
Dans l’idéal, nous pouvons utiliser les deux méthodes sur un système stellaire donné, en déterminant la masse, le rayon et la période orbitale en une seule fois. Avec les progrès futurs, il sera peut-être possible d’observer la lumière solaire filtrée ou réfléchie par la planète pour connaître sa composition atmosphérique, ce qui nous permettra de déduire la présence d’eau, d’oxygène et peut-être même de vie.
Avec des observatoires proposés comme WFIRST, LUVOIR et une potentielle ombrelle stellaire, la capacité de caractériser pleinement une planète d’un système solaire autre que le nôtre pourrait bientôt se trouver à notre portée.
Le concept d’ombrelle stellaire pourrait permettre l’imagerie directe d’exoplanètes dès les années 2020. Ce concept… dessin illustre un télescope utilisant une ombre d’étoile, nous permettant d’imager les planètes qui orbitent autour d’une étoile tout en bloquant la lumière de l’étoile à mieux qu’une partie sur 10 milliards.
NASA et Northrop Grumman
Mais la plupart des planètes n’ont pas les alignements fortuits sur lesquels repose la méthode de transit. Si nous observions notre système solaire depuis un autre endroit aléatoire de l’espace, il n’y aurait qu’une chance sur deux que Mercure, la planète la plus proche du Soleil, ait la bonne géométrie pour qu’un transit puisse être observé, les autres planètes étant encore moins probables. Comme pour toutes choses, ce sont nos capacités technologiques qui limitent, en partie, ce que nous pouvons apprendre sur l’Univers.
Mais un alignement fortuit n’est pas nécessaire pour utiliser la méthode de l’oscillation stellaire (ou vitesse radiale) ; il suffit d’observer attentivement votre étoile au fil du temps, et de rechercher de minuscules variations périodiques dans son décalage vers le rouge et son décalage vers le bleu. Trouvez la périodicité, et vous pouvez déduire à la fois la période et la masse de la planète en orbite.
La méthode des vitesses radiales (ou wobble stellaire) pour trouver des exoplanètes repose sur la mesure du mouvement.de l’étoile mère, tel que causé par l’influence gravitationnelle de ses planètes en orbite.
Bien, vous pouvez trouver la période, en tout cas. Trouver la masse est plus difficile, car nous ne pouvons mesurer le mouvement de l’étoile que le long de notre ligne de visée : dans le sens avant-arrière. Nous ne pouvons pas mesurer le mouvement de l’étoile perpendiculairement à la ligne de visée : dans les directions transversales (de côté ou de haut en bas).
Donc, ce que nous pouvons dire, lorsque nous mesurons une étoile vacillante, c’est qu’elle a une planète avec une période spécifique (ce qui signifie que nous pouvons déterminer la distance orbitale assez bien) qui a une masse d’au moins une quantité spécifique. Si la planète est en orbite presque au bord de la ligne de visée de l’étoile terrestre, sa masse est proche de la valeur de masse minimale. Mais si la planète est plus inclinée, comme à 20°, 40° ou 80°, la masse peut être n’importe où, de légèrement à beaucoup, beaucoup plus élevée.
Alors maintenant, venons-en à Proxima du Centaure : l’étoile la plus proche de notre Soleil. Nous l’avons soigneusement observée à la fois pour sa vitesse radiale et ses imperfections de transit, à la recherche de tout signe d’une planète autour d’elle. Proxima Centauri est une minuscule étoile naine rouge de faible masse, qui n’émet que 0,17 % du rayonnement du Soleil. L’étoile est différente de la nôtre à bien des égards : elle est plus petite, plus froide, s’embrase beaucoup plus souvent, et le fait qu’elle vivra non pas pendant des milliards d’années, comme notre Soleil, mais pendant des trillions.
Proxima Centauri fait également partie d’un système trinaire, où les deux composants principaux, Alpha Centauri A et B, sont à peu près de la taille du Soleil et orbitent l’un autour de l’autre de manière relativement proche, mais Proxima Centauri est beaucoup plus faible en masse, plus froide et plus éloignée.
Les étoiles Alpha Centauri (en haut à gauche) comprenant A et B, font partie du même système stellaire trinaire que…. Proxima du Centaure (entourée). Beta Centauri, presque aussi brillante qu’Alpha Centauri, est des centaines de fois plus éloignée, mais beaucoup plus brillante intrinsèquement.
Wikimedia Commons user Skatebiker
Lorsque nous observons Proxima Centauri, nous ne voyons aucune preuve d’un monde en transit, et les planètes qui s’y trouvent sont beaucoup trop faibles pour être vues avec l’imagerie directe et notre technologie actuelle. Mais nous voyons les signatures, à partir de la vitesse radiale, d’un monde unique et massif qui orbite autour d’elle. À partir des observations que nous avons faites, nous pouvons déterminer les propriétés suivantes de cette planète, maintenant connue sous le nom de Proxima b :
- Elle a une période orbitale de 11,2 jours.
- La quantité de lumière stellaire qu’elle reçoit de Proxima Centauri (65% de ce que nous recevons ici) devrait lui donner des températures semblables à celles de la Terre si elle a une atmosphère semblable à la Terre.
- Elle a une masse minimale qui correspond à 130% de la masse de la Terre : juste un peu plus massive que notre planète.
Il se peut que d’autres planètes soient également présentes, de masse plus faible et/ou avec des périodes orbitales beaucoup plus longues, auxquelles nos observations ne sont pas encore sensibles. Mais celle-ci, au moins, est réelle.
Un rendu d’artiste d’une exoplanète potentiellement habitable en orbite autour d’une étoile lointaine. Mais il se pourrait que nous ne soyons pas… obligés de trouver un monde semblable à la Terre pour trouver la vie ; des planètes très différentes autour d’étoiles très différentes pourraient nous surprendre de plusieurs façons. Quoi qu’il en soit, des informations supplémentaires sont nécessaires.
NASA Ames/JPL-Caltech
Mais à quoi ressemble-t-elle ? Est-ce qu’elle ressemble à la Terre ? Nous savons qu’elle doit différer de notre planète Terre de plusieurs façons, notamment :
- elle doit être verrouillée tidalement à son étoile, où la même face est toujours tournée vers l’étoile et la même face est toujours tournée vers l’extérieur,
- elle aura trois zones climatiques : une ultra-chaude où il fait toujours soleil, une ultra-froide où il fait toujours nuit, et une à la frontière où il y a toujours coucher/lever du soleil,
- et les éruptions solaires provenant de l’étoile seront potentiellement un danger pour décaper l’atmosphère.
Nous pouvons, bien sûr, concocter des scénarios où la planète s’accroche ou reconstitue son atmosphère, et présente des conditions propices à la vie. Mais ce n’est rien de plus qu’un vœu pieux.
Une éruption solaire de classe X a fait irruption à la surface du Soleil en 2012. Autour des étoiles naines rouges comme Proxima… Centauri, cependant, les éruptions sont beaucoup plus fréquentes, ce qui présente le danger de dénuder l’atmosphère de toute planète potentiellement habitable.
NASA/Solar Dynamics Observatory (SDO) via Getty Images
En réalité, nous ne savons même pas si cette planète est semblable à la Terre ou à Neptune. La frontière typique entre un monde semblable à la Terre, où vous avez une surface rocheuse avec une mince atmosphère, et un monde semblable à Neptune, où vous avez une grande enveloppe de gaz entourant votre monde, est d’environ 2 masses terrestres. La masse minimale de Proxima b est d’environ 1,3 masse terrestre, mais seulement si l’alignement est parfait. Comme il n’y a pas de transit, nous savons que l’alignement ne peut pas être exactement parfait, mais à quel point est-il imparfait ? C’est glorieusement inconnu.
Si l’alignement est incliné à plus d’environ 25° par rapport à notre ligne de visée, il s’agira probablement d’un monde gazeux, et non d’un monde rocheux, semblable à la Terre. Mais pour l’instant, sans informations supplémentaires, nous ne pouvons pas savoir.
Si nous voulions être aussi précis que possible, nous affirmerions qu’il y a une planète, avec une période orbitale de 11,2 jours, en orbite autour de l’étoile la plus proche de nous : Proxima Centauri. Elle reçoit 65% de l’énergie solaire que reçoit la Terre, et a une masse minimale de 130% de la masse de la Terre. C’est tout. C’est tout ce que nous savons avec certitude. Si nous voulions spéculer, nous pourrions discuter de toutes les raisons pour lesquelles Proxima b est susceptible d’être inhospitalière à la vie, des défis (éruptions solaires, maintien de son atmosphère, probable monde gazeux, etc.) auxquels cette planète doit faire face si elle veut atteindre l’habitabilité, et de ce que nous devrions mesurer pour en être sûrs.
Mais la vérité est que nous n’en savons pas plus que cela. Tant que nous n’aurons pas de meilleures données, plus complètes, sur ce monde, tout ce que nous savons est sa période, l’énergie qu’il reçoit et sa masse minimale. L’ère de l’astronomie des exoplanètes est à nos portes, mais elle n’en est encore qu’à ses débuts à bien des égards. Émerveillez-vous des possibilités et n’hésitez pas à spéculer sur ce qui pourrait exister, mais ne confondez jamais vos espoirs avec ce qui est réellement probable. La seule façon d’en être sûr est de construire les bons instruments et observatoires, et de recueillir les données essentielles. La seule façon de savoir ce qui existe, avec certitude, est de le découvrir par nous-mêmes.