Depuis plus de quatre ans que je tiens ce blog, je constate qu’à part Mars je n’ai pas beaucoup parlé de « nos » planètes, Mercure, Vénus, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Je dois dire qu’elles m’intéressent moins que les exoplanètes ou l’Univers lointain. Ou plutôt qu’elles ne m’intéressent qu’en tant que partie d’un système planétaire et pour comparaison avec les autres systèmes. Ce sont les possibilités de comparaison que je vais développer dans cet article.
On a longtemps pensé (jusqu’à la découverte des premières exoplanètes) que notre système était « standard » c’est-à-dire qu’il devait se répéter à l’infini, les mêmes lois ayant joué à partir des gaz et poussières formant les autres nébuleuses planétaires. En fait, tout comme l’observation permise par les instruments modernes et l’intelligence aussi bien que les connaissances de nos astronomes nous l’ont montré, ces nébuleuses ont permis non seulement, ce que l’on savait, la formation d’étoiles extrêmement diverses, mais aussi d’un « bestiaire » extrêmement varié de planètes. De ce fait notre système planétaire n’apparaît plus que comme une possibilité parmi d’autres.
Certes il y a des constantes, résultant de lois qui ont résisté à l’épreuve des faits, l’observation ! L’environnement de chaque étoile a une zone habitable, définie comme la zone où l’irradiance permet à l’eau d’être liquide. L’environnement de chaque étoile a donc une « ligne de glace », limite au-delà de laquelle l’eau ne peut plus se présenter sous forme liquide (actuellement, « chez nous », au milieu de la Ceinture d’astéroïdes), au-delà de laquelle l’accrétion des planètes a forcément consisté à assembler dans une même masse les éléments les plus denses qui se trouvent en deçà de la ligne de glace et tous les autres éléments « légers » (eau et gaz) qui ont pu subsister au-delà de cette limite. On peut aussi penser que l’accrétion n’ayant pu être totale dans aucun système, il doit subsister partout en quantités importantes, des éléments plus ou moins agglomérés, astres de taille plus ou moins petite (astéroïdes) qui ne se sont pas accrétés en planètes. Mais c’est à peu près tout ce qu’on peut « généraliser ».
Pour le reste tout va dépendre de (ou des) (l’)étoile(s), de la composition d’origine de la nébuleuse (sa densité et la répartition de sa masse dans son disque) et de son histoire, contrainte par sa composition mais aussi largement par le fruit du hasard. La première « complication » vient bien sûr de la masse de la nébuleuse qui a une influence sur la masse de l’étoile putative qu’elle porte en son sein. Ainsi une « petite » masse ne pourra donner qu’une naine-rouge, rayonnant très peu d’énergie, sinon une naine-brune, en rayonnant encore moins. La deuxième complication vient du nombre d’étoiles dans le système. Un système à multiple étoiles, très souvent deux, moins souvent trois, aura des conséquences différentes d’un système à étoile unique, non seulement sur les débris distants non accrétés du système mais aussi sur la présence et les mouvements des planètes lors de l’accrétion. Dans un système à étoiles multiples, l’équivalent de notre Nuage de Oort ne peut être un endroit « paisible » où rien ne se passe sauf une accrétion extrêmement lente de matière ne dépassant jamais la taille des comètes et stoppée presque tout de suite après qu’elle ait commencé. On peut imaginer que les étoiles membres d’un système double ou triple se partagent âprement ses astéroïdes ou les perturbent périodiquement, occasionnant de temps à autres des déluges de roche et de glace sur les « étages » inférieurs successifs. La troisième complication viendra de la répartition des densités de matière dans le disque protoplanétaire. Il semble impossible que cette répartition soit identique selon les disques. La conséquence, on l’a bien vue, est la diversité des éléments des systèmes planétaires que l’on a pu observer. La quatrième complication viendra de l’histoire de ces disques. L’accrétion se produit non seulement en fonction des variations de densité de la matière mais aussi du développement des embryons de planètes et des rencontres au hasard des proximités, des chocs, de leur vitesse relative donc de leur brutalité ou de leur douceur relative (le choc de Théia avec la proto-Terre donne la Lune, le choc d’un gros planétoïde avec la proto-Mars ne fait qu’augmenter la masse de la Mars définitive en venant, probablement, accroître la masse de son hémisphère Sud et créant sa dichotomie crustale). Ensuite chaque planète étant constituée jusqu’à une quantité de matière presque définitive, commence à avoir une influence gravitationnelle qui s’étend plus loin que son environnement immédiat et le problème de ses relations avec les autres planètes va se poser. C’est toute l’aventure du « Grand-tack de Jupiter et de Saturne telle que racontée par Alessandro Morbidelli, c’est-à-dire des phénomènes de résonance gravitationnelle qui peuvent s’établir entre elles et qui peuvent créer des résistances évolutives (dans la mesure où ces mouvements se créent et se développent pendant la période d’accrétion donc pendant une époque où la masse et la vitesse des astres continuent à évoluer) à la force de gravité fondamentale d’un système qui est celle exercée par son étoile.
Toutes ces considérations permettent de comprendre pourquoi les systèmes planétaires qu’on a découverts présentent des compositions si différentes les uns des autres. Ainsi des planètes formées au-delà de la limite de glace, comme notre Jupiter, sont bel et bien descendus jusqu’à proximité de leur étoile, c’est-à-dire qu’ils ont épuisé par accrétion les réserves de matière se trouvant entre eux et leur étoile, s’arrêtant à proximité de cette dernière sur la dernière orbite possible, celle en deçà de laquelle la force de gravité de l’étoile et ses premiers rayonnements n’avaient plus laissé aucune matière lors de sa formation. On appelle ces planètes des « Jupiters-chauds » et ils sont la règle plutôt que l’exception. On sait également que beaucoup de systèmes contiennent ce qu’on appelle des « superterres » en deçà de leur ligne de glace. C’est-à-dire qu’autour de certaines étoiles il y a eu suffisamment de densité de matière dans cette zone proche pour qu’une masse beaucoup plus importante que celle de la Terre s’agglomère sans être perturbée par les autres planètes en formation plus rapide au-delà de la ligne de glace (et de ce fait avec un peu d’avance) ou bien qu’à l’occasion d’une activité particulièrement intense de l’étoile, une planète de type Jupiter-chaud, comportant donc à l’origine une enveloppe de gaz, s’est trouvée exposée à un souffle particulièrement puissant de cette étoile ayant expulsé les éléments légers (toute proportion gardée, Mercure a probablement été « dénudée » de la sorte). A noter que, comme en matière de planétologie tout est question de masse, cela ne veut pas dire que ces « superterres » soient forcément des « Terres » au sens où on l’entend généralement mais simplement des planètes rocheuses (on dit aussi « telluriques »), sans éléments légers abondants. Au-delà de quelques masses solaires, on parvient en effet à un astre qui ne peut plus se comporter comme une Terre car qui dit masse dit chaleur (énergie cinétique d’accrétion plus chaleur résultant de la désintégration nucléaire des éléments les plus instables) et pression résultant de la force de gravité. Les superterres au-delà de 5 masses solaires sont des monstres de chaleur, à la surface desquelles le magma affleure partout avec une tectonique très active et elles sont donc proprement invivables. D’autres systèmes tels que celui de Trappist-1 présentent une série de plusieurs planètes de tailles à peu près égales, comparables à celle de la Terre, et très rapprochées les unes des autres. Enfin on peut imaginer que les planètes rocheuses (« terrestres » au sens très large), si elles existent en deçà de la ligne de glace, soit telles que leur formation sur place l’a permis, c’est-à-dire avec très peu d’éléments volatiles (donc en fait très peu « terrestres » au sens de la vraie Terre). Nous devons notre abondance d’eau probablement au Grand-tack et sans lui nous n’aurions sans doute pas eu d’Océan (avec très peu sinon pas du tout de terres émergées au début) et nous ne serions pas là pour en parler. Les planètes « terrestres », « normales », formées sur place sans ajout extérieur notable, sont donc probablement beaucoup plus sèches (l’eau ne provenant que des minéraux assemblés par accrétion, d’où elle peut ensuite être libérée par la chaleur allant jusqu’au volcanisme).
Quelles conclusions en tirer ? Il est sans doute un peu tôt pour en faire, quelles qu’elles puissent être au-delà de la diversité évoquée, car le fait est que nous n’avons pas encore une bonne vision des systèmes planétaires distants. Nos moyens d’observation créent un biais. Nous pouvons observer les exoplanètes d’autant plus qu’elles sont grosses, proches de leur étoile, pas trop lointaines de notre système et que cette étoile n’est pas trop lumineuse ni trop massive par rapport à elles (car jusqu’à présent on observe toujours non pas la planète mais les différences de luminosité ou l’influence gravitationnelle que la planète a sur l’étoile). On a donc jusqu’à aujourd’hui beaucoup observé de superterres ou de Jupiters-chauds autour de naines-rouges mais pratiquement pas de planètes de type terrestre (ou a fortiori de type martien, beaucoup plus petit !) orbitant à bonne distance de leur étoile (une centaine de millions de km) de type solaire. Il faut attendre des instruments plus précis et nous en avons qui devraient être bientôt opérationnels (on pourra observer la lumière de l’étoile réfléchi par la planète, mais encore faudra-t-il la trouver !). Le projet DARWIN de l’ETHZ est à ce propos très intéressant car il permettrait de distinguer, en « direct » et en interférométrie, la lumière réfléchie par l’étoile de l’étoile elle-même (rayonnement « MIR », pour « Mid-infraRed » qui est le segment du spectre dans lequel cette lumière réfléchie est la plus « visible »). Avec l’image complète ou presque complète de plusieurs systèmes stellaires de type solaire, on pourra reparler de notre propre système planétaire pour tenter de mieux comprendre ce qui en fait vraiment la spécificité et reparler donc de Mercure, Vénus, la Terre « et de toute la famille ».
Illustration de titre: vue d’artiste de la planète Kepler-186f. Credit: NASA/Ames/SETI Institute/JPL-Caltech, observée entre 2009 et 2013 par le télescope spatial Kepler (découverte publiée en 2014). Cette planète dont le système se trouve à environ 500 années-lumière de la Terre, est la première exoplanète découverte ayant a peu près la taille de la Terre (entre 100% et 110% de la masse terrestre) et elle est probablement rocheuse. Elle orbite son étoile, Kepler-186, en 130 jours et se situe à la limite externe de sa zone habitable. Son étoile est une naine rouge, assez grosse mais qui ne lui fournit qu’un tiers de l’énergie que reçoit la Terre du Soleil. Kepler-186f est la planète la plus externe de ce système qui en compte 5.
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