Trois planètes semblables à la Terre identifiées dans deux systèmes planétaires
Des astronomes de PlanetS associés à une équipe internationale ont estimé pour la première fois la densité des planètes de deux systèmes planétaires. Découverts par le satellite Kepler, K2-32 et K2-233 sont des systèmes planétaire comportant 4 et 3 planètes respectivement. Les diamètres des planètes ayant été mesurés par Kepler grâce à la méthode des transits qui utilise l’obscurcissement de l’étoile lorsque la planète lui passe devant, il fallait pour obtenir la densité mesurer la masse. Les chercheurs ont donc utilisé le spectrographe HARPS conçu et construit à Genève et installé à l’observatoire de La Silla au Chili.
Les quatre planètes du système de K2-32 intéressent particulièrement les astronomes car selon les données de Kepler elles sont petites rocheuses et rappellent donc notre système solaire à plus petite échelle. De plus, elles forment une chaîne de résonnance qui pourrait fournir des informations cruciales sur l’histoire de leur formation et de leur évolution. En effet les périodes de révolution des planètes de K2-32 se situent dans les rapports 1 :2 :5 :7 ce qui fournit également des informations sur le processus de migration des planètes au cours de leur histoire.
Si les planètes de K2-233 ne présentent pas une chaîne de résonnance, elles ne sont pas pour autant intéressantes, en effet et selon Kepler elles sont également petites et rocheuses et surtout elles orbitent une étoile jeune. C’est la première fois que des chercheurs peuvent estimer la densité de petites planètes qui tournent autour d’une étoile âgée de moins de un milliard d’année (360 millions).
Fig1 Courbes de lumière K2-32 par Kepler :
En haut, courbe de lumière brute, les transits étant marqués de points de couleur.
Milieu : courbe lissée et normalisée avec les transits
En bas : courbe de lumière pour chaque planète
D’après les résultats déduits de données photométriques de Kepler, les planètes des deux systèmes ont les caractéristiques suivantes :
Pour K2-32, de la plus proche à la plus éloignée de l’étoile les planètes ont des rayons de 1.2, 5.3, 3.1 et 3.5 rayons terrestres avec des périodes de révolution de 4.3, 9, 21 et 32 jours respectivement. Pour K2-233 elles ont des rayons de 1.3, 1.3 et 2.4 rayons terrestres avec des périodes de 2.5, 7 et 24.4 jours. En résumé il s’agit de deux systèmes planétaires relativement petits (Mercure tourne autour du Soleil en 88 jours) avec des planètes également petites (la plus grande étant à peine plus grande que Neptune).
Caractérisation, calcul des densités
Pour déterminer les masses, et par conséquent les densités de ces 7 planètes, les astronomes ont pris quelques 124 mesures de vitesses radiales de K2-233 avec le spectrographe HARPS et 199 mesures de K2-32 auxquelles ils ont ajouté 45 mesures publiques. En mesurant les variations des vitesses radiales des étoiles dues à l’influence gravitationnelle d’une planète, les scientifiques peuvent déterminer la masse de la planète qui fait osciller l’étoile. Cette technique est largement utilisée depuis que Michel Mayor et Didier Queloz, l’ont mise au point pour la découverte de la première exoplanète en 1995 et pour laquelle ils ont reçu le prix Nobel l’année passée.
Une fois les vitesses radiales établies il faut aussi tenir compte de l’influence de l’activité stellaire sur celles-ci. En effet il se peut, par exemple, que l’étoile soit sujette à des pulsations ou contiennent des taches qui pourraient se confondre avec la présence d’une ou plusieurs planètes. C’est pourquoi la connaissance de l’étoile est primordiale. Les chercheurs ont utilisé des modèles stellaires correspondant aux mesures photométriques pour connaître les caractéristiques des deux étoiles. « Mesurer la masse des planètes dans de tels systèmes est délicat car le signal de l’activité stellaire est plusieurs fois supérieur au mouvement Doppler induit par les planètes” explique Louise Dyregaard Nielsen de l’Université de Genève et co-auteur de la recherche.
Fig2 Courbe des vitesses radiales pour K2-233
Courbe du haut : données brutes avec l’influence des 3 planètes
Courbe du milieu : données après élimination des contributions dues à l’activité stellaire la courbe en noire reflète la présence des trois planète selon un modèle képlérien.
Courbe du bas : différence entre le modèle képlérien et les données
Trois Terres ?
Les caractéristiques du système K2-32 sont détaillées dans la figure 3. “Il est intéressant de noter que l’architecture de ce système ressemble un peu à une version réduite du système solaire, avec une planète rocheuse interne suivie d’une géante gazeuse (densité sub-saturnale) et de deux mini-Neptunes externes “, explique Louise Dyregaard Nielsen, ” le système est cependant très dense avec plus de 30 masses terrestres dans une orbite inférieure à celle de Mercure “.
Fig3 : Représentation graphique des deux systèmes planétaires K2-32 et K2-233
Quant au système K2-233, représenté sur la même figure, il est très différent avec deux petites planètes rocheuses et une Neptune. Cependant, c’est la première fois qu’un système planétaire lié à une jeune étoile est caractérisé et que des planètes rocheuses sont identifiées autour de ce type d’étoile. Après la découverte de planètes rocheuses autour d’étoiles de type solaire, puis autour d’étoiles froides, la détection d’une petite planète autour d’une étoile jeune apporte une brique supplémentaire à la compréhension de l’histoire de la formation des exoplanètes.
Ces trois petites planètes rocheuses qui pourraient ressembler à la Terre soulèvent rapidement la question de savoir si la vie pourrait se développer sur l’une d’entre elles. Les chercheurs ont donc utilisé leurs modèles pour répondre à cette question, à laquelle il est répondu par la négative. En effet, les températures estimées sont de 1060 °K pour K2-32e, 1170 °K pour K2-233b et 820 °K pour K2-233c, toutes incompatibles avec une présence éventuelle de vie.
Reference:
Masses for the seven planets in K2-32 and K2-233. Four diverse planets in resonant chain and the first young rocky worlds, Lillo-Box, T. A. Lopez, A. Santerne, L. D. Nielsen, S.C.C. Barros, M. Deleuil, L. Acuña, O. Mousis, S. G. Sousa, V. Adibekyan, D. J. Armstrong, D. Barrado, D. Bayliss, D. J. A. Brown, O.D.S. Demangeon, X. Dumusque, P. Figueira, S. Hojjatpanah, H. P. Osborn, N. C. Santos, S. Udry
https://arxiv.org/abs/2006.01102
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