Au cours des dernières décennies, des milliers de planètes ont été découvertes en orbite autour d'autres étoiles. Il est même apparu que potentiellement presque chaque étoile ordinaire de notre Galaxie peut être entourée d'un système planétaire. Mais aussi que les systèmes possibles peuvent êtres différents du nôtre, aussi bien par la distribution des planètes qu'ils contiennent que par la nature même de ces planètes. Outre les types déjà connus, on a ainsi identifié des planètes des masses comprises entre celle de la Terre et celle de nos planètes géantes. Ce sont les super-Terres et les mini-Neptunes, les unes rocheuses, les autres gazeuses; ce sont aussi des planètes beaucoup plus grosses que notre Jupiter : des super-Jupiters dont la masse peut même s'approcher de celle des plus petites étoiles, les naines brunes.

Cette moisson a enrichi la vision que les astronomes avaient de la formation et de l'évolution du Système solaire. Les modèles déjà existants fournissaient un cadre qui s'est globalement conservé : ils envisageaient et envisageaient toujours les planètes comme un sous-produit contemporain de la formation des étoiles : les planètes se forment par l'accumulation de la matière au sein du disque de poussières et de gaz dont s'entoure leur étoile à sa naissance. La présence de planètes géantes très proches de leur étoile (ce qui est très différent de ce que l'on observe dans le Système solaire) suggère la possibilité de migrations au cours du temps des planètes, même les plus massives. La découverte de planètes autour d'étoiles ayant terminé leur vie nucléaire active (naines blanches, étoiles à neutrons), laisse penser que des planètes nées en même temps que leur étoile peuvent leur survivre, mais invitent aussi supposer que des planètes peuvent se former très tardivement, à partir de la matière éjectée par les étoiles à la fin de leur vie.

Les planètes du Système solaire

Le Système solaire se compose du Soleil et de nombreux objets plus petits : les planètes proprement dites, leurs satellites et leurs anneaux, et des « débris » tels que les astéroïdes, les comètes et la poussière interplanétaire (Le nuage zodiacal).  La plupart de ces objets se sont formés en même temps que le Soleil il y a environ 4,5 milliards d'années. Ils représentent des amas de matière qui se sont condensés à partir d'un énorme nuage de gaz et de poussière, la nébuleuse solaire. La partie centrale de ce nuage est devenue le Soleil, et une petite fraction de la matière dans les parties externes a formé les autres objets.

Du point de vue de leurs caractéristiques intrinsèques, on distingue trois sortes de planètes : les planètes géantes ou planètes joviennes, semblables à Jupiter, les planètes telluriques, semblables à la Terre, et les planètes naines. 

Certains satellites sont des planètes naines, à l'instar de la Lune, d'autres, de forme irrégulière, sont similaires à la plupart astéroïdes. Quelques astéroïdes peuvent cependant être classés parmi les planètes naines. Les anneaux sont constitués de poussières et de particules et blocs glacés plus gros. Les noyaux des comètes sont des blocs amalgamant poussières et glace. Les comètes et les astéroïdes se distinguent principalement par la proportion relative relative de la glace et autres constituants volatils qu'ils contiennent.
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Les principaux objets du Système solaire représentés à la même échelle.

Une classification selon les caractéristiques orbitales.
Le système géocentrique des Anciens faisait tourner autour de la la Terre, outre le Soleil et la Lune, cinq « astres errants » ou planètes : Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne. 

L'avènement du système héliocentrique de Copernic (XVI^e siècle) a fait voir aussi la Terre comme une planète. Après l'invention du télescope, trois autres objets principaux ont été joints à la liste des planètes : Uranus (1781), Neptune (1846) et Pluton (1930). 

Par la suite, Pluton est apparu comme le, premier représentant d'une foule d'objets circulant dans une région externe du Système solaire (la ceinture de Kuiper), et aujourd'hui appelées objets transneptuniens. À ce jour, plus de 1750 objets transneptuniens ont été découverts. 

Une autre famille d'objets avait été identifiée auparavant, celles des astéroïdes. Ces objets, très nombreux et que l'on a d'abord appelés petites planètes, circulent majoritairement entre l'orbite de Mars et celle de Jupiter, et forment la ceinture d'astéroïdes. Le premier d'entre eux, Cérès, a été découvert en 1801. Depuis, on a répertorié autour de 750 000 astéroïdes dans cette ceinture; environ 20 000 astéroïdes ont aussi des orbites qui les rapprochent de l'orbite terrestre. 
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Orbites des principaux objets du Système solaire. - Les huit principales planètes inscrivent leurs orbites (en bleu) à peu près sur le même plan (plan de l'écliptique), alors que les orbites des objets transneptuniens (en rouge) s'en écarttent sensiblement. Le constat serait encore plus avec les orbites des comètes dont le plan est quelconque.

Signalons enfin qu'il existe un grand réservoir des petits objets glacés, noyaux cométaires, à la périphérie du Système solaire et que l'on appelle le nuage de Oort. Certains de ces objets peuvent, sous l'effet de diverses perturbations, voir leur orbite les précipiter vers les régions centrales du Système solaire où il deviennent alors des comètes. (Les comètes avaient longtemps été prises pour des phénomènes astmosphériques. L'observation de la comète de 1577 par Tycho Brahé lui a permis de montrer qu'il s'agissait bien d'astres circulant dans les mêmes régions que les planètes). 

A l'exception des comètes, dont l'orbite peut s'inscrire sur un plan quelconque, tous ces objets tournent dans le même sens autour du Soleil et orbitent approximativement dans le même plan, appelé le plan de l'écliptique. Chacun reste dans sa propre « voie de circulation », suivant une orbite elliptique plus ou moins allongée, mais généralement presque circulaire, autour du Soleil.

Si l'on s'en tient à ne considérer les objets du Système solaire qu'en fonction de leur orbite, on doit encore nommer une autres classe d'objets : les satellites. Les anneaux qui entourent les planètes géantes pouvant aussi rapportés à cette classe d'objets. 

Les satellites sont des objets qui gravitent autour d'autres objets, comme la Lune autour de la Terre, une analogie qui les fait aussi appeler lunes. A l'exception de Mercure et de Vénus toutes les planètes citées plus haut possèdent des satellites. Mars en possède deux très petits, les quatres planètes géantes, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune, en possèdent chacune une multitude, de dimensions très diverses, et qui font parfois parler à leur propos de « systèmes planétaires en miniature ». Pluton a cinq satellites connus. Certains autres objets transneptuniens en possèdent aussi (Eris, à peu près de la même taille que Pluton, en possède au moins une); même chose pour certains astéroïdes. On a dénombré à ce jour environ 200 satellites.

Saturne est la planète qui possède le système d'anneaux le plus spectaculaire. Il a été découvert en 1655 par Huygens, mais il a fallu attendre les dernières décennies du XX^e siècle pour découvrir ceux, bien plus discrets, que possèdent Jupiter, Uranus et de Neptune. En 2017, on en aussi a identifié un autour de Haumea, un objet transneptunien. Ces anneaux ne sont pas des objets solides : ils sont constitués d'innombrables petites particules (typiquement de quelques millimètres à quelque centimètres, parfois de quelques kilomètres), suivant chacune sa propre orbite et qui peuvent être vues, elles aussi, comme des satellites en orbite autour de l'équateur de leur planète.

Une classification selon les caractères physiques.
Une autre manière d'envisager les objets qui gravitent autour du Soleil consiste considérer leurs caractéristiques physiques - entendons par là aussi bien leur composition que leurs dimensions et leur masse, ainsi que leur forme. Il existe des corrélations entre ces différents aspects (ainsi d'ailleurs, en partie, avec les distances de ces objets au Soleil), qui permettent une nouveau type de classement avec quatre types d'objets : les planètes géantes, les planètes telluriques, les planètes naines et ce que nous appellerons ici les petits corps. Les trois premiers types correspondent à des objets sensiblement sphériques et possèdent une différenciation interne, c'est-à-dire une structuration interne concentrique. Les petits corps ont une forme irrégulière et n'ont pas de structuration interne (on range dans cette catégoroie la plupart des astéroïdes, les noyaux des comètes et certains satellites de planètes).

Les planètes géantes.
Quatre planètes méritent ce nom : Jupiter, Saturne Uranus et Neptune. Jupiter est, et de loin la plus grosse de ces planètes. Son volume est 1400 fois celui de la Terre et elle concentre plus de matière que toutes les autres planètes réunies. Jupiter et Saturne possèdent d'importants manteaux d'hydrogène liquide. Uranus et Neptune renferment peu d'hydrogène et d'hélium par rapport à Jupiter et Saturne (et au Soleil). Chaque planète géante a un noyau de « glace » et de « roche » équivalent à environ 10 masses terrestres. Elles doivent leur dimensions principalement à leur enveloppe atmosphérique extraordinairement épaisse. Cette enveloppe, qui a les caractères d'une atmosphère véritable (gazeuse) dans ses parties supérieures, devient liquide dans les parties les plus profondes du fait de la pression de plus en plus importante subie par le gaz. Ces planètes sont ainsi principalement composées de glaces, de liquides et de gaz plus légers. Elles n'ont pas de surfaces solides et ressemblent davantage à de vastes océans sphériques avec des noyaux beaucoup plus petits et denses.

Les planètes telluriques. 
Les planètes telluriques sont la Terre (tellus = terre, sol) et des deux autres planètes qui lui ressemblent le plus : Vénus et Mars. Ce sont des mondes de dimensions relativement modestes, composés principalement de roche et de métal. Toutes ont des surfaces solides qui portent les traces de leur histoire géologique sous la forme de cratères, de montagnes et de volcans. Les planètes telluriques ont aussi une atmosphère - beaucoup plus dense que celle de la Terre dans le cas de Vénus, et beaucoup plus ténue dans celui de Mars.

Les planètes naines.
Les planètes naines (à ne pas confondre avec les petites planètes, terme obsolète désignant les astéroïdes) sont des objets encore plus petits. Il s'agit de corps sphériques et à la surface solide, qui est parfois très ancienne et cratérisée comme dans le cas de la Lune, mais qui a aussi peut être (et peut continuer d'être) modifiée (rajeunie) par divers processus. Nous rangerons dans la catégorie des planètes naines deux planètes traditionnelles (Mercure et Pluton), la Lune et plusieurs satellites des planètes géantes - les quatre satellites principaux de Jupiter (Io, Europe, Ganymède, Callisto), les principaux satellites de Saturne (à commencer par Titan) et d'Uranus (Miranda, Obéron, etc.), le principal satellite de Neptune (Triton), ainsi que plusieurs astéroïdes (Pallas, Cérès, Vesta, Hygeaia) et, outre Pluton et son satellite Charon, plusieurs autres objets transneptuniens (Eris, Makemake, Haumea, Sedna). Certaines planètes naines possèdent un atmosphère. A l'exception très notable de celle de Titan, ces atmosphères sont excessivement ténues, et parfois seulement transitoires.

Les petits corps.
Les petits corps sont des objets dont les dimensions s'étagent généralement entre quelques dizaines de mètres et quelques dizaines de kilomètres (voire cent à deux-cents kilomètres, dans le cas des centaures, qui correspondent à une catégorie d'objets transneptuniens). Les différents débris qui constituent les anneaux  peuvent aussi être rangés parmi les petits corps, tout comme la très grande majorité des astéroïdes, des noyaux cométaires. Nombre de satellites sont également dans ce cas : les deux de Mars (Phobos et Déimos), et la plupart des satellites des planètes géantes. Tous ces satellites semblent d'ailleurs être de petits astéroïdes capturés gravitationellement par les planètes autour desquels ils tournent aujourd'hui. 

Les astéroïdes et les satellites qui leur sont apparentés sont formés de roches; leur surface est couverte de cratères de diamètres divers. Les noyaux cométaires et les centaures sont des objets formés d'un agglomérat de roches (ou de poussières) et de glace (d'eau, de dioxyde et de monoxyde de carbone). La plupart des astéroïdes sont des vestiges de la population initiale du Système solaire qui existait avant la formation des planètes elles-mêmes. Les comètes sont également des vestiges de la formation du Système solaire, mais elles se sont formées et continuent (à de rares exceptions près) à orbiter autour du Soleil dans des régions éloignées et plus froides, figées dans une sorte de gel cosmique profond.

Les exoplanètes

La méthode des vitesses radiales.
Les planètes ne tournent pas exactement autour de leur étoile, mais autour de leur centre de masse commun, si bien que l'étoile, elle aussi, a un mouvement de révolution autour de ce point. Une étoile possèdant une planète s'éloigne et se rapproche donc périodiquement de nous. Or, cette variation de sa vitesse radiale peut être mise en évidence grâce au décalage périodique affecté par le spectre lumineux de l'étoile, en vertu de l'effet Doppler. La période de ce balancement donne une indication sur la distance de la planète à son étoile; son amplitude informe sur la masse de la planète.
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Il est ainsi apparu que  51 Pegasi b, circule en 4,2 jours autour de son étoile, ce qui la place sur une orbite de seulement 7 millions de kilomètres (par comparaison, Mercure circule à 58 millions de kilomètres du Soleil); la masse de la planète peut, par ailleurs, être évaluée à environ la moitié de la masse de Jupiter. Des caractéristiques qui font déjà du système planétaire auquel elle appartient quelque chose de très différent du nôtre, et aussi de très étonnant  : tout ce que l'on pouvait déduire jusqu'à cette première découverte de l'observation du Sytème solaire, le seul système planétaire connu jusque-là, ne permettait pas d'imaginer qu'une planète géante aurait pu circuler aussi près de son étoile (ce qui lui confère une température de plusieurs milliers de degrés Celsius); les planètes géantes du Système solaire évoluent dans des régions éloignées du Soleil, et donc froides. 

Depuis 1995, beaucoup d'autres exoplanètes ont été découvertes grâce à la même méthode. 

Planètes en transit.
Une autre méthode importante a aussi donné des résultats.  Elle repose sur l'idée que si son orbite est correctement alignée, une planète passera périodiquement devant l'étoile, provoquant une diminution temporaire de la luminosité de l'étoile. Un tel événement  est connu sous le nom de transit. La première exoplanète découverte par la méthode des transits, en utilisant des mesures de télescopes au sol,  l'a été en 1999 autour de l'étoile HD 209458 (elle aussi dans la constellation de Pégase). Vue depuis la Terre, la planète transite par son étoile mère pendant environ 3 heures tous les 3,5 jours.
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La quantité de lumière bloquée - la profondeur du transit - dépend des dimensions de la planète comparées à celles de son étoile. Si on peut déterminer la taille de l'étoile, la méthode du transit permet de calculer la taille de la planète.

L'intervalle entre les transits successifs correspond à la période de révolution de cette planète. Sa connaissance permet de calculer la distance moyenne de la planète à son étoile. 

On notera que l'observation d'un minimum de trois transits successifs est nécessaire pour assurer avec une bonne probabilité la découverte d'une exoplanète. Le premier affaiblissement observé de la lumière de l'étoile n'est qu'une alerte (d'autres raisons qu'un transit pourraient expliquer le phénomène). Le deuxième ne garantit rien non plus, mais dans le cas où l'on a bien affaire au transit d'une planète, on dispose là d'une indication sur sa période de révolution, et l'on sait alors quand attendre le prochain affaiblissement de la lumière. Si ce troisième affaiblissement intervient au moment  calculé, on a de bonnes chances d'avoir découvert une nouvelle planète. Cette nécessité d'attendre au moins trois événements explique que la méthode des transits n'ait, à ce jour, permis de détecter que des planètes proches de leur étoile (et donc ayant des périodes de révolution très courtes). Pour détecter (autour d'une étoile de la masse du Soleil) détecter une planète orbitant autour de son étoile à la distance de notre Jupiter (période de révolution), il faudrait déjà disposer de données recueillies sur un intervalle de temps de 3 x 12 = 36 ans.

• CoRoT. - Les planètes en transit peuvent révéler une telle richesse d'informations que l'Agence spatiale française (CNES) et l'Agence spatiale européenne (ESA) ont lancé en 2007 le télescope spatial CoRoT pour détecter ces phénomènes. CoRoT a ainsi découvert 32 exoplanètes en transit, dont la première d'une taille et d'une densité similaires à la Terre. Une panne d'ordinateur a cependant mis fin à la mission en 2012. 

• Kepler. - Dans l'intervalle, en 2009, la NASA avait lancé le télescope spatial Kepler, dédié à la même tâche, mais bien plus précis. L'observatoire spatial a scruté en permanence plus de 150 000 étoiles dans une petite parcelle de ciel près de la constellation du Cygne juste au-dessus du plan de notre la Voie lactée. Les instruments de Kepler et leur capacité à mesurer très précisément de petits changements de luminosité ont permis la découverte de milliers d'exoplanètes, y compris de nombreux systèmes possédant plusieurs planètes.  Une panne du système de stabilisation en 2013 a obligé à revoir les objectifs de la mission, mais le télescope Kepler a continué à observer pendant encore deux ans, à la recherche de transits de courte durée dans différentes parties du ciel.
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Le télescope spatial Kepler et son champ d'observation.
(Source : NASA/Kepler mission/Wendy Stenzel).

• TESS. - Une nouvelle mission de la NASA, appelée TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), a été lancée en 2018 afin d'effectuer un relevé dans tout le ciel des étoiles les plus proches (et donc les plus brillantes). La puissance plus grande des instruments de TESS, par rapport à ceux de de Kepler, et le domaine du spectre scruté (le proche infrarouge), ajoutés à un choix de cibles plus lumineuses et donc plus faciles, favorise la recherche d'exoplanètes similaires à la Terre. Cette mission se veut ainsi une préparation à certains aspects de celle du télescope spatial infrarouge géant James Webb,  déployé en 2022 au point de Lagrange terrestre L2, et capable notamment d'étudier les atmosphères des exoplanètes.

La méthode Doppler permet d'estimer la masse d'une planète. La méthode des transits donne accès à son diamètre. Si donc on peut appliquer les deux méthodes à une même planète, il devient possible de calculer sa densité moyenne (masse/volume). Ainsi la planète  autour de l'étoile HD 209458, découverte, comme on l'a dit plus haut par la méthode des transits,  a-t-elle pu être étudiée aussi au travers de mesures Doppler. Ces deux approches combinées ont montré que sont rayon est  environ 35% plus grand que celui de Jupiter et que sa masse est d'environ 70% celle de notre planète géante. Cela a permis, pour la première fois, de déterminer de quoi était faite une exoplanète : sa masse à rapportée à son rayon fait de HD 209458 un monde gazeux et liquide comparable à Jupiter ou à Saturne. 

La méthode des transits permet également d'approcher la constitution chimique de l'atmosphère de l'exoplanète étudiée grâce à l'étude de son spectre en absorption. Par exemple, toujours dans le cas de la planète détectée autour de HD 209458, les observations de cette absorption ont d'abord été faites aux longueurs d'onde des raies jaunes du sodium et ont montré que l'atmosphère de la planète contient cet élément. Depuis, d'autres éléments ont pu être mesurés, ainsi que des molécules de méthane et de vapeur d'eau entre autres.

Elles semblent avoir été expulsées par diverses interactions gravitationnelles (effets de marée) de leur système planétaire d'origine. Il existe ainsi  des région de l'espace plus propices que d'autres à de telles expulsions, tels les régions de formation stellaire, les très jeunes amas ouverts et les associations d'étoiles massives.  Il est imaginable aussi que ces planètes ne soient, comme d'ordinaire, des sous-produits de la formation d'une étoile, mais que leur processus de formation est été celui d'une étoile, directement à partir de matière interstellaire. Ces objets seraient alors comme des sous-naines brunes, des accumulations de matière dont la masse aurait été insuffisante pour que s'y déclenchent des réactions nucléaires.

Détection directe.
Les détections indirectes de planètes extrasolaires ont constitué une première et fructueuse étape. Les observations directes sont beaucoup plus difficiles, car les planètes, de dimensions relativement petites et réfléchissant seulement la lumière de leur étoile, sont très peu lumineuses par rapport à celle-ci. Leur lumière est noyée dans celle de l'étoile. Des détections directes ont pourtant eu lieu : elles ont concerné seulement des planètes à la fois suffisament éloignées de leur étoile hôte et suffisamment chaudes pour émettre elles-mêmes un  rayonnement infrarouge notable. Cela ne concerne que des planètes géantes jeunes, possédant encore une grande quantité d'énergie interne (l'énergie stockée à partir de leur processus de formation). 

Il a fallu attendre 2008, pour que de telles jeunes planètes soient découvertes de cette façon. Elles gravitent autour de l'étoile, HR 8799, dans la constellation de Pégase (trois ont été observées dans un premier temps, puis une quatrième, deux ans plus tard). Depuis, un certain nombre de planètes autour d'autres étoiles ont été découvertes en utilisant l'imagerie directe. Cependant, il a souvent été difficile de décider en quoi consistent ces objets. S'agit-il bien de véritables planètes ou  seulement de de naines brunes (étoiles défaillantes) en orbite autour d'une étoile? Les estimations qui sont faites des masses de ces objets dépendent largement des modèles théoriques et il est souvent difficile de décider de leur nature exacte.
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Planètes observées directement
autour de HR 8799.
(Le disque sombre, au centre, 
masque l'éclat de l'étoile).

Malgré ces incertitudes et les difficultés pratiques auxquelles elle se confronte, l'imagerie directe reste une technique importante pour caractériser une exoplanète. La luminosité de la planète peut être mesurée à différentes longueurs d'onde. Ces observations fournissent une estimation de la température de l'atmosphère de la planète; dans le cas de la première planète découverte en orbite autour de HR 8799, la couleur suggère la présence de nuages épais. Les spectres peuvent également être obtenus à partir de leur faible lumière pour analyser les constituants atmosphériques. Un spectre de cette même planète indique une atmosphère riche en hydrogène, tandis que la quatrième planète du même système, plus proche de son étoile, possède du méthane dans son atmosphère.
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Les observations dans l'infrarouge ont également permis de détecter des planètes orphelines. C'est ainsi que l'on a découvert, en 2014, la planète orpheline la plus proche connue, nommée WISE 0855-0714, qui se situe à 7,23 années-lumière de nous, dans la constellation de l'Hydre. Et c'est encore la même méthode qui a permis d'annoncer,  fin 2021, la découverte de pas moins de 70 de telles planètes sans étoile hôte dans la région de l'association OB la plus proche de nous, dans le Scorpion. Ce qui a doublé pratiquement le nombre de tels objets connus.

La grande moisson des exoplanètes.
Il existe de nombreux systèmes planétaires semblables au nôtre, avec des planètes qui suivent des orbites à peu près circulaires, et qui possèdent des planètes géantes gravitant à plusieurs unités astronomiques (UA) de leur étoile hôte. Mais on connaît aussi de nombreux et systèmes planétaires très différents, possédant des planètes également très différentes de celles que l'on rencontre autour du Soleil. 

Outre les planètes plusieurs fois plus massives que Jupiter (les super-Jupiters), on connaît désormais des planètes avec des masses comprises entre la masse de la Terre et celle de Neptune, soit avec des masses comprises entre 3 et 10 fois la masse de notre planète. On distingue parmi elles, selon leur densité et la structure qui peut en être déduite, deux catégories :  les super-Terres, objets rocheux et denses avec des rayons compris entre 1,4 et 2,8 de celui de la Terre, et les mini-Neptunes, objets possédant une épaisse atmosphère à l'image des planètes géantes et des des tailles le plus souvent comprises entre 2,8 et 4 fois cellle de la Terre.

Trente milliards de Terres.
Les limites inhérentes aux moyens de détection introduisent de nombreux biais. En particulier, on ne peut pas détecter des planètes beaucoup plus petites que la Terre ou les planètes très éloignées de leur étoile. Mais le grand nombre d'exoplanètes découvertes permet cependant de conclure que les planètes rocheuses de la taille de la Terre ou qui se rangent dans la catégorie des super-Terres, sont très fréquentes, et qu'elles sont même bien plus fréquentes que les planètes gazeuses de la taille de Jupiter. Certaines étoiles possèdent plusieurs Terres et super-Terres, d'autres aucune, mais, au final il apparaît qu'il y a dans la Galaxie, en moyenne, autant de planètes rocheuses que d'étoiles ordinaires (il pourrait en exister davantage circulant à de grandes distances de leur étoile), et que le tiers d'entre elles sont, par leurs dimensions, très semblables à la Terre. Autrement-dit, si l'on considère, qu'il y a dans notre Galaxie 100 milliards d'étoiles similaires au Soleil (c'est-à-dire d'étoiles de la séquence principale des types spectraux F, G et K), alors il existe environ 30 milliards de planètes de la taille de la Terre dans notre Galaxie. C'est une des découvertes les plus importantes de l'astronomie contemporaine.

Systèmes exoplanétaires.
Le premier système exoplanétaire a été découvert autour de l'étoile Upsilon Andromedae (Andromède) en 1999 à l'aide de la méthode des vitesses radiales. De nombreux autres ont été identifiés depuis. Quelques-uns sont représentés sur la figure ci-dessous.

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Le catalogue des systèmes planétaires a réservé beaucoup de surprises aux astronomes. Par exemple, la plupart d'entre eux s'attendaient à ne pas rencontrer de planètes autour d'étoiles multiples, à cause des instabilités gravitationnelles que de telless configurations induisent. Mais on sait maintenant qu'il existe des planètes en orbite autour d'étoiles doubles ou mêmes triples. On peut rencontrer des planètes gravitant autour de deux étoiles d'un couple serré (exoplanètes circumbinaires), à l'image de Kepler-16 b, une planète  orbitant autour d'un couple d'étoiles observables comme une binaire à éclipses, situé dans le Cygneà 250 années-lumière, et que des astronomes facétieux ont surnommée Tatouine, en référence à Starwars. A l'extrême opposé, il existe des planètes qui peuvent orbiter autour de l'une des étoiles d'un vaste système d'étoiles multiples sans interférence majeure des autres composantes. C'est le cas, par exemple, de l'exoplanète la plus proche connue (4,2 années-lumière), découverte en 2016 autour de Proxima Centauri, et qui est membre d'un système triple dans le Centaure.
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Une autre avancée inattendue a été la découverte de possibles systèmes planétaires se formant autour d'étoiles vieillissantes (géantes rouges), comme on en connaît un exemple dans l'amas ouvert NGC 2423, dans la Poupe, ou mortes (naines blanches). Ces planètes peuvent avoir survécu à l'évolution finale de leur étoile hôte; elles peuvent aussi s'être formées non en même temps que leur étoile, mais tardivement, à partir du matériau éjecté par les étoiles à la fin de leur vie. Ce dernier cas semble attesté, par exemple, par la découverte, en 2021, autour d'une naine blanche (WD 1054–226), située à 117 années-lumière de nous dans la constellation de la Coupe, d'un anneau protoplanétaire dans lequel orbitent des débris de la taille de la Lune (65, uniformément espacés et accomplissant leur révolution orbitale en 25 heures) . Cela suggère l'existence autour de cette naine blanche d'une planète déjà formée, dont les interactions gravitationnelles, et des phénomènes de résonnance qui en seraient la conséquence, expliqueraient la régularité de l'espacement des débris. 
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Ajoutons qu'un chronométrage très précis des variations dans la période de pulsars milliseconde a aussi permis de déduire l'existence d'objets identifiables à des planètes en orbite autour de ces objets qui sont des reliquats (étoiles à neutrons) d'anciennes supernovae. (Remarquons au passage, que la découverte des premières planètes de pulsars date de 1993, et précède donc de deux ans la découverte des exoplanètes gravitant autour d'étoiles de la séquence principale, mais le caractère très spécial de ces systèmes et la méthode particulière de détection justifient qu'on les considère habituellement dans un cadre distinct).

A la date de la rédaction de cette page (22 février 2022), les astronomes connaissaient 4933 exoplanètes confirmées, réparties dans 3704 systèmes planétaires; 808 de ces systèmes possèdent plus d'une planète. Beaucoup n'ont que deux planètes connues, mais quelques-uns en possèdent jusqu'à cinq, et un système en a huit. Le plus souvent, ce sont des systèmes très compacts avec la plupart de leurs planètes plus proches de leur étoile que Mercure ne l'est du Soleil. 

Exoplanètes habitables.
L'existence d'exoplanètes semblables à la Terre incite à se demander s'il existe, parmi elles, des planètes capables d'abriter elles aussi des organismes vivants. A ce jour, les astronomes ne savent pas exactement quelles propriétés définiraient une autre Terre. Avons-nous besoin de trouver une planète qui soit exactement de la même taille et de la même masse que la nôtre? Cela peut être difficile et peut ne pas être important du point de vue de l'habitabilité. Après tout, on n'a aucune raison de penser que des organismes vivants ne seraient pas développés sur Terre si notre planète avait été un peu plus petite ou plus grande. 

En principe, l'habitabilité d'une planète dépend à la fois de sa distance à son étoile (l'énergie reçue de cette étoile définissant ce qu'on appelle sa « zone habitable ») et de la nature de son atmosphère. L'effet de serre peut rendre certaines planètes plus chaudes (comme il l'a fait pour Vénus et le fait de plus en plus pour la Terre). La situation est en réalité très complexe, et il n'est même pas exclu que certaines planètes orphelines, malgré l'absence d'une étoile dans leur voisinage, puissent réunir les conditions d'habitabilité. (La science-fiction a depuis longtemps imaginé le cas où des civilisations extraterrestres utiliseraient de telles planètes vagabondes comme des vaisseaux spatiaux pour explorer la Galaxie...)

On admet généralement qu'un des conditions à remplir pour qu'une planète abrite des organismes vivants est qu'elle permette la présence d'eau liquide à sa surface. Mais il faut aussi prendre ici en compte la dimension temporelle : les organismes vivants, aussi bien que les planètes s'inscrivent dans des processus évolutifs. Les conditions d'apparition d'organismes vivants ne sont sont pas nécessairement les mêmes que celles qui sont nécessaire à leur évolution sur le long terme.
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La recherche de mondes potentiellement habitables est devenu l'une motivations de la recherche sur les exoplanètes. Parmi les approches les plus prometteuse est la recherche de signes de vie sur des mondes lointains en examinant leurs atmosphères pour les gaz associés à la vie. L'oxygène, par exemple, se fixe très rapidement (oxydation). La présence significative d'oxygène dans une atmosphère signifierait l'existence d'un mécanisme continu de production de cet oxygène. Sur Terre, ce mécanisme de renouvellement permanent de l'oxygène libre est biologique, c'est la photosynthèse. La présence d'oxygène dans l'atmosphère d'une exoplanète traduit-elle la présence sur celle-ci d'organismes photosyntétiques? Pas forcément, mais le cas échéant, la question mériterait d'être examinée de très près.

La formation des systèmes planétaires

On sait que les planètes sont, en règle générale, des sous-produits de la formation des étoiles, et que presque toutes les étoiles s'entourent de planètes à leur naissance. Faut-il alors supposer que les toutes premières planètes remontent à la formation des toutes premières étoiles (c'est-à-dire, au final, très tôt dans l'histoire de l'expansion cosmique)? On peut d'ores et déjà repondre que ce n'est pas le cas. Le big bang a synthétisé les éléments chimiques à partir desquels se forment les étoiles, mais pas ceux qui constituent les poussières à partir desquelles se construisent les planètes. Ces éléments sont produits par les étoiles. Il a donc fallu qu'une première génération d'étoiles apparaisse et évolue pour que la matière première nécessaire à la formation des planètes soit disponible, et même que plusieurs génrations d'étoiles se succèdent pour que cette matière soit disponible en quantité suffisante. Reste à savoir combien de temps il a fallu après la formation des premières étoiles pour que se forment les premières planètes. 

Une première réponse à cette question a été apportée par la découverte du système planétaire qui entoure l'étoile Kepler-444, au Nord-Est de la constellation de la Lyre. Il s'agit d'un système compact de cinq planètes, la plus petite comparable en taille à Mercure et la plus grande de taille similaire à Vénus. Les cinq planètes orbitent autour de leur étoile en moins de temps qu'il faut à Mercure pour effectuer une orbite autour du Soleil. Remarquablement, Kepler-444 a plus de 11 milliards d'années et s'est formée lorsque la Voie lactée n'avait que 2 milliards d'années. Ainsi, les éléments les plus lourds nécessaires à la fabrication des planètes rocheuses devaient-ils déjà être disponibles à l'époque. Si donc, on ne sait toujours pas dire de quand datent les toutes premières planètes, au moins cet exemple montre-t-il que le début de la formation des planètes rocheuses a été très précoce, et qu'il a suivi de peu la formation de notre Galaxie.

Les observations montrent que presque toutes les très jeunes protoétoiles ont des disques et que la taille des disques varie de 10 à 1000 UA (= unités astronomiques). À titre de comparaison, le diamètre moyen de l'orbite de Pluton, qui peut être considéré comme la taille approximative de notre propre système planétaire, est de 80 UA, tandis que le diamètre extérieur de la ceinture de Kuiper des corps glacés plus petits est d'environ 100 UA. Le contenu dans ces disques est généralement de 1 à 10 % de la masse de notre propre Soleil, ce qui est plus que la masse de toutes les planètes de notre Système solaire réunies. Il apparaît dès lors qu'une grande partie des étoiles commencent leur vie en conservant dans leur voisinage immédiat suffisamment de matière pour former un système planétaire.
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Le disque protoplanétaire de Bêta Pictoris (Peintre) et sa première planète (b) découverte. - Ce disque, vu par la tranche depuis la Terre, est le premier à avoir été observé: il entoure une étoile vieille de moins de vingt millions d'années. Sa découverte date de 1984. En 2008, une première planète (Bêta Pic b, un super-Jupiter), visible sur l'image, a été découverte par imagerie directe très près de l'étoile. La découverte par la méthode des vitesses radiales d'une autre planète (Bêta Pic c) a été annoncée en 2019. Il s'agit d'un autre super-Jupiter, mais circulant sur une orbite plus grande.

Le moment de la formation et de la croissance des planètes.
Les observations de la façon dont les disques changent avec le temps permettent d'estimer combien de temps il faut pour que les planètes se forment. 

• Si l'on mesure la température et la luminosité d'une protoétoile, alors il est possible de la placer dans un diagramme HR. En comparant la vraie étoile avec les modèles décrivant la façon dont les protoétoiles devraient évoluer avec le temps, on peut estimer son âge. Il est alors possible de comprendre comment les disques que nous observons changent avec l'âge des étoiles qu'ils entourent.

Les calculs montrent que la formation d'une ou plusieurs planètes pourrait se produire à proximité de l'étoile, probablement en raison de l'accrétion de matière à partir du disque. Au fur et à mesure que la planète grandit en masse, le processus vide de ses poussières la région qui l'entoure. Toutes les petites particules de poussière et de gaz qui se trouvaient initialement dans la région entre la protoétoile et la planète, et qui ne sont pas balayées par la planète, tomberont ensuite très rapidement sur l'étoile en quelques dizaines de milliers d'années seulement. La matière se trouvant au-delà de l'orbite de la planète, en revanche, est empêchée de pénétrer dans le trou par les forces gravitationnelles exercées par la planète.

L'accrétion peut entraîner la croissance rapide des planètes. De petites particules de la taille d'un grain de poussière en orbite dans le disque en collision se collent les unes aux autres, les plus grandes accumulations s'accroissant plus rapidement à mesure qu'elles attirent et capturent les plus petites. Une fois que ces grumeaux atteignent une taille d'environ 10 centimètres, elles entrent dans une phase périlleuse de leur développement. À cette taille, à moins de pouvoir atteindre plus de 100 mètres de diamètre, ces objets, nommés à ce stade planétésimaux,  sont soumis à des forces de traînée produites par le frottement avec le gaz dans le disque et leurs orbites peuvent se désintégrer rapidement, les plongeant dans l'étoile hôte. Par conséquent, ils doivent rapidement atteindre près d'un kilomètre de diamètre pour éviter un destin funeste.  Une fois qu'ils auront atteint ces tailles, les plus grands de ces planétésimaux continueront de croître en accroissant des planétésimaux plus petits; au final, ce processus aboutit, en 3 à 10 millions d'années, à la formation de planètes proprement dites. 

Si la croissance des planètes les mène à dépasser une masse supérieure à environ 10 fois la masse de la Terre, leur champ de gravitation est suffisamment fort pour capturer et retenir l'hydrogène gazeux qui reste dans le disque. À ce stade, leur masse et leur rayon augmenteront rapidement, atteignant des dimensions de planètes géantes. Cependant, pour ce faire, il faut que l'étoile centrale en évolution rapide n'ait pas encore chassé le gaz dans le disque avec son vent stellaire de plus en plus vigoureux. La possibilité de disparition complète du disque dans les dix millions d'années montre que la croissance d'une planète géante est également un processus très rapide.

L'évolution tardive des disques.
La poussière autour des étoiles nouvellement formées est progressivement soit incorporée dans les planètes en croissance, soit éjectée dans l'espace par des interactions gravitationnelles avec les planètes. La poussière disparaîtra après environ 30 millions d'années à moins que le disque ne soit continuellement alimenté en nouveau matériau. Au fur et à mesure que les corps de la taille d'une planète grandissent, ils perturbent les orbites d'objets plus petits dans la région. Ces petits corps (noyaux cométaires, astéroïdes) entrent en collision à grande vitesse, se brisent et produisent de minuscules particules de poussière de silicate et de glace qui peuvent alimenter le disque en débris de ces collisions.

Sur plusieurs centaines de millions d'années, les comètes et les astéroïdes seront progressivement réduits en nombre,  l'apport de poussières fraîches diminuera en même temps que diminuera la fréquence des collisions. Ainsi, a-t-on pu calculer, le bombardement intensif du Système solaire primitif a pris fin lorsque le Soleil n'avait que 500 millions d'années environ. Les observations montrent que les « disques de débris » poussiéreux autour des étoiles deviennent également largement indétectables au moment où les étoiles atteignent un âge de 400 à 500 millions d'années. Il est probable, cependant, qu'une petite quantité de matériel cométaire reste alors en orbite, formant des analogues à notre ceinture de Kuiper.

Comment faire un Jupiter chaud.
Tant que les astronomes n'ont disposé que d'un seul exemple de système planétaire, ils ont pu supposer que, partout, les planètes, comme dans le Système solaire, devaient se former à peu près à la distance de leur étoile à laquelle elles resteront tout au long de leur existence. Dans le modèle traditionnel, les planètes géantes doivent se former et rester dans une région éloignée de leur étoile (environ 5 à 10 UA).  A cette distance, le disque est suffisamment froid pour renfermer une densité de matière solide assez élevée. La première étape de la formation d'une planète géante consiste ainsi simplement à construire un noyau solide, ce qui se produit lorsque les planétésimaux entrent en collision et se collent. Dans un deuxième temps, quand ce noyau devient suffisamment massif, il peut commencer à balayer la matière gazeuse dans le disque, construisant ainsi les géantes gazeuses comme Jupiter et Saturne.

La découverte de Jupiters chauds, entendons des planètes géantes orbitant  très près de leurs étoiles où toute matière première rocheuse serait complètement vaporisée, pose un problème au modèle traditionnel. Ce modèle ne peut pas  non plus expliquer les orbites elliptiques observées pour certaines exoplanètes car l'orbite d'une protoplanète, quelle que soit sa forme initiale, doit devenir rapidement circulaire par interactions avec le disque de matière environnant. 

Deux options se présentées alors : il faut, soit élaborer un nouveau modèle capable d'expliquer la formation des planètes très près de leur étéoile hôte, dans une zone où règne une chaleur torride,  soit admettre qu'il existe un moyen de modifier suffisemment les orbites des planètes géantes afin que les Jupiters froids puissent se déplacer vers l'intérieur après leur formation. La plupart des recherches favorisent maintenant cette deuxième explication. Deux scénarios sont envisageables : 

• Si une planète se forme tandis qu'une quantité substantielle de gaz reste dans le disque, alors une partie du moment angulaire orbital de la planète peut être transférée au disque. Au fur et à mesure qu'elle perd de son élan (par un processus qui rappelle les effets de la friction), la planète va tourner en spirale vers l'intérieur. Ce processus peut transporter des planètes géantes, initialement formées dans des régions froides du disque, plus près de l'étoile centrale, produisant ainsi des Jupiters chauds. 

• Les interactions gravitationnelles entre les planètes du système planétaire précoce chaotique peuvent également amener les planètes à se projeter vers l'intérieur à de grandes distances. Mais pour que cela fonctionne, l'autre planète doit emporter le moment angulaire et passer à une orbite plus distante.

Migrations de planètes dans le Système solaire.
Il existe des indications laissant penser que notre propre Système solaire a pu être le siège, dans ses régions externes, de migrations des planètes géantes : Jupiter a peut-être migré sur une orbite plus petite, il y a longtemps. Quant à Uranus et Neptune, ils ne se sont probablement pas formés à leurs distances actuelles du Soleil, mais plutôt plus près de l'endroit où se trouvent actuellement Jupiter et Saturne, avant d'être expulsées sur de plus grandes distances par le biais d'interactions gravitationnelles avec leurs deux autres voisines géantes.

Si des planètes comme les planètes géantes ont pu voir leur orbite aussi radicalement modifiée, on peut bien imaginer que des planètes beaucoup moins massives, comme les planètes analogues à la Terre, ont pu aussi voir leur orbite fortement modifiée. Dans notre Système solaire, il n'existe aujourd'hui aucune planète rocheuse circulant à l'intérieur de l'orbite de Mercure, mais dans d'autres systèmes, de nombreuses planètes rocheuses circulent autour de leur étoile bien plus près - on en a déjà vu un exemple plus haut avec le système de Kepler-444. Se pourrait-il que notre Système solaire ait été très différent à son origine, et que dans les premiers temps il ait renfermé d'autres planètes rocheuses?  Si la réponse est positive, une explication de leur disparition est disponible : les perturbations gravitationnelles de Jupiter auraient pu déloger les orbites des planètes rocheuses proches, les faisant tomber dans le Soleil.

Claude Bertout, Naissance et évolution des systèmes planétaires, Champs Flammarion, 2005. - En 1995, les astronomes ont commencé à détecter des embryons de systèmes planétaires et des planètes en orbite autour d'étoiles semblables au Soleil.

Depuis, les astrophysiciens s'emploient à en déchiffrer la genèse et à en simuler l'évolution à l'aide de leurs ordinateurs. En quelques années, le nombre et la diversité des systèmes planétaires n'ont cessé de croître. 

Ce livre présente les avancées spectaculaires que ces découvertes ont entraînées. Nous sommes aujourd'hui en mesure de savoir où et comment naissent les systèmes planétaires, et comment ils évoluent; comment des planètes comme la Terre peuvent se constituer à partir d'infimes particules de poussière dispersées dans un immense nuage interstellaire; comment, aussi, certaines nébuleuses sont destinées à se développer pour devenir peut-être des systèmes solaires comparables au nôtre, où des formes de vie peuvent émerger. 

La route vers d'autres Terres est ouverte (couv.).