Planète extrasolaire

2 Janvier 2013: Les astronomes affirment que la Voie Lactée galaxie peut contenir jusqu'à 400 milliards d'exoplanètes, avec presque tous les étoiles hébergement au moins une planète.

Une planète extrasolaire, ou exoplanète, est une planète en dehors du système solaire . Un total de 861 de ces planètes (en 677 systèmes planétaires, y compris 128 plusieurs systèmes planétaires) ont été identifiés comme du 22 Mars, 2013. Le Mission Kepler a détecté plus de 18 000 événements de transport supplémentaires, y compris 262 qui peut être planètes habitables. Dans la Voie Lactée galaxie, il est prévu que il ya beaucoup de milliards de planètes (au moins une planète, en moyenne, en orbite autour de chaque étoile, entraînant 100-400000000000 exoplanètes), avec beaucoup plus flottant organes planétaires-masse en orbite autour de la galaxie directement. L'exoplanète connue la plus proche est Alpha Centauri Bb. Presque toutes les planètes détectées à ce jour sont au sein de notre galaxie la Voie Lactée; Cependant, il ya eu un petit nombre de détections possibles de planètes extragalactiques. Astronomes du Centre Harvard-Smithsonian pour l'astrophysique (CfA) a rapporté en Janvier 2013, que «au moins 17 milliards" Terre-taille exoplanètes sont estimés à résider dans la galaxie de la Voie Lactée.

Pendant des siècles, de nombreux philosophes et les scientifiques supposaient que les planètes extrasolaires existaient, mais il n'y avait aucun moyen de savoir comment ils étaient commune ou comment ils pourraient être semblables aux planètes du système solaire . Diverses réclamations de détection, à partir du XIXe siècle, ont tous été finalement rejeté par les astronomes. La première détection confirmée est venu en 1992, avec la découverte de plusieurs planètes telluriques masse orbite autour de la pulsar PSR B1257 + 12. La première détection confirmée d'une exoplanète orbitant autour d'une étoiles de la séquence principale a été faite en 1995, quand une planète géante a été trouvé dans une orbite de quatre jours autour de l'étoile à proximité 51 Pegasi. En raison de l'amélioration des techniques d'observation, le taux de détections a augmenté rapidement depuis lors. Certains exoplanètes ont été directement imagée par les télescopes, mais la grande majorité ont été détectés par des méthodes indirectes telles que mesures de vitesse radiale. Outre exoplanètes, " exocomets ", comètes au-delà de notre système solaire , ont également été détectés et peuvent être communes dans la galaxie de la Voie Lactée .

La plupart des exoplanètes connues sont des planètes géantes cru à ressembler à Jupiter ou Neptune , mais cela reflète une biais d'échantillonnage, comme des planètes massives sont plus facilement observés. Certains exoplanètes relativement léger, seulement quelques fois plus massives que la Terre (maintenant connu sous le terme Super-Terre), sont connus ainsi; études statistiques indiquent maintenant qu'ils sont plus nombreux que fait planètes géantes tout en découvertes récentes ont inclus taille de la Terre et des planètes plus petites et une poignée qui semblent présenter d'autres Propriétés semblables à la Terre. Il existe également objets de masse planétaire en orbite autour de naines brunes et d'autres organes que "free float" dans l'espace ne est pas lié à ne importe quelle étoile; cependant, le terme "planète" ne est pas toujours appliquée à ces objets.

La découverte de planètes extrasolaires, en particulier ceux qui sont en orbite dans le zone habitable où il est possible pour l'eau liquide d'exister sur la surface (et donc aussi la vie ), a intensifié l'intérêt pour la recherche de la vie extraterrestre . Ainsi, la recherche de planètes extrasolaires comprend également l'étude de l'habitabilité planétaire , qui considère un large éventail de facteurs pour déterminer l'aptitude d'une planète extrasolaire pour accueillir la vie.

Le 7 Janvier 2013, les astronomes de la Kepler Mission observatoire spatial a annoncé la découverte de KOI-172,02, une terre exoplanète candidat -comme orbite autour d'une étoile semblable à notre Soleil dans la zone habitable et peut-être un «candidat de choix pour accueillir une vie extraterrestre ".

Histoire de détection

Début des spéculations

Au XVIe siècle, le philosophe italien Giordano Bruno, un des premiers partisans de la copernicienne théorie que la Terre et les autres planètes tournent autour du Soleil ( héliocentrisme ), a présenté le point de vue que les étoiles fixes sont semblables au Soleil et sont également accompagnés par les planètes. Il a été brûlé sur le bûcher par le Inquisition romaine en 1600, bien que ses vues sur l'astronomie ne étaient pas la principale raison de sa condamnation.

Au XVIIIe siècle, la même possibilité a été mentionnée par Isaac Newton dans le " Général Scholium »qui conclut son Principia . Faire une comparaison avec les planètes du Soleil, il a écrit "Et si les étoiles fixes sont les centres de systèmes similaires, ils seront tous être construit selon une conception similaire et soumis à la domination de One".

Au XIXe siècle Baha'u'llah, le prophète-fondateur de la Foi bahá'íe, qui a passé une grande partie de sa vie en prison ou l'exil pour ses enseignements, a déclaré: «Chaque étoile fixe hath ses propres planètes, et chaque planète ses propres créatures, dont le numéro aucun homme ne peut calculer."

Revendications discréditées

Revendications de détections d'exoplanètes ont été faites depuis le XIXe siècle. Certaines des premières impliquent l' étoile binaire 70 Ophiuchi. En 1855, le Capt. WS Jacob à la Compagnie des Indes orientales de l ' Observatoire de Madras a rapporté que les anomalies orbitales ont fait «hautement probable» qu'il y avait un "corps planétaire" dans ce système. Dans les années 1890, Thomas JJ Voir du Université de Chicago et le Observatoire naval des Etats-Unis a déclaré que les anomalies orbitales ont prouvé l'existence d'un corps sombre dans le système Ophiuchi 70 avec un 36 ans période autour de l'une des étoiles. Cependant, Forêt Ray Moulton a publié un document prouvant qu'un système à trois corps avec ces paramètres orbitaux serait très instable. Pendant les années 1950 et 1960, Peter van de Kamp Swarthmore College fait une autre série de premier plan des revendications de détection, cette fois pour les planètes en orbite L'étoile de Barnard. Les astronomes considèrent généralement désormais tous les premiers rapports de détection erronée.

En 1991, Andrew Lyne, M. Bailes et SL Shemar ont affirmé avoir découvert un pulsar planète en orbite autour de PSR 1829-1810, en utilisant variations temporelles pulsar. La demande a reçu brièvement l'attention intense, mais Lyne et son équipe dès rétracté.

Découvertes confirmées

Les trois planètes connues de l'étoile HR8799, en image par la Hale Telescope. La lumière de l'étoile centrale a été masqué par un vecteur tourbillon coronographe.

2MASS J044144 est un naine brune avec un compagnon environ 5-10 fois la masse de Jupiter. Il ne est pas clair si cet objet est un compagnon naine sous-brun ou une planète.

L'image de coronographique AB Pictoris montrant un compagnon (en bas à gauche), qui est soit une naine brune ou d'une planète massive. Les données ont été obtenues le 16 Mars 2003 avec NACO sur le VLT, en utilisant un masque d'occultation de 1,4 secondes d'arc sur le dessus de AB Pictoris.

La première découverte publiée pour recevoir la confirmation ultérieure a été faite en 1988 par les astronomes canadiens Bruce Campbell, GAH Walker, et Stephenson Yang de Université de Victoria et Université de la Colombie-Britannique. Bien qu'ils se sont montrés prudents au sujet de réclamer une détection planétaire, leurs observations vitesses radiales suggéré que une planète en orbite autour de l'étoile Gamma Céphée. En partie parce que les observations étaient aux limites mêmes de capacités instrumentales à l'époque, les astronomes sont restés sceptiques depuis plusieurs années à ce sujet et d'autres observations similaires. On pensait certaines des planètes apparentes pourrait à la place ont été naines brunes, objets intermédiaires de masse entre les planètes et les étoiles. En 1990, des observations supplémentaires ont été publiés qui a soutenu l'existence de la planète en orbite autour de Gamma Céphée, mais les travaux ultérieurs à nouveau en 1992 soulevait des doutes sérieux. Enfin, en 2003, des techniques améliorées permis l'existence de la planète à être confirmée.

Le 21 Avril 1992 radioastronomes Aleksander Wolszczan et Dale Frail a annoncé la découverte de deux planètes en orbite autour du pulsar PSR 1257 + 12. Cette découverte a été confirmée, et est généralement considéré comme la première détection d'exoplanètes définitif. Ces planètes de pulsar sont soupçonnés d'avoir formé à partir des restes inhabituelles de la supernova qui a produit le pulsar, dans un second tour de la formation des planètes, ou bien d'être les noyaux rocheux restantes de géantes gazeuses qui ont survécu en quelque sorte la supernova puis cariées dans leur actuelle orbites.

Le 6 Octobre 1995, Michel Mayor et Didier Queloz de la Université de Genève a annoncé la première détection définitive de une exoplanète orbitant autour d'une étoiles de la séquence principale, à savoir la proximité G-étoile de type 51 Pegasi. Cette découverte, faite à la Observatoire de Haute-Provence, a inauguré l'ère moderne de la découverte d'exoplanètes. Les progrès technologiques, notamment en haute résolution spectroscopie , ont conduit à la détection rapide de nombreuses nouvelles exoplanètes: astronomes ont pu détecter des exoplanètes indirectement par la mesure de leur gravité influence sur le mouvement de leurs étoiles parentes. Plus de planètes extrasolaires ont été détectées plus tard en observant la variation de la luminosité apparente d'une étoile comme une planète en orbite autour passa devant elle.

Initialement, exoplanètes les plus connus étaient planètes massives qui orbite autour très proches de leurs étoiles parentes. Les astronomes ont été surpris par ces " Jupiters chauds », puisque les théories de formation planétaire avaient indiqué que les planètes géantes ne devraient former à de grandes distances des étoiles. Mais finalement plus de planètes d'autres sortes ont été trouvés, et il est maintenant clair que Jupiters chauds sont une minorité des exoplanètes. En 1999, Upsilon Andromedae est devenu la première étoile de la séquence principale connu pour avoir plusieurs planètes. Autres systèmes planétaires multiples ont été trouvés par la suite.

Au 22 Mars 2013, un total de 861 exoplanètes confirmées sont répertoriés dans la L'Encyclopédie des planètes extrasolaires, y compris quelques-uns qui étaient confirmations de revendications controversées de la fin des années 1980. Ce nombre comprend 677 systèmes planétaires, dont 128 plusieurs systèmes planétaires. Kepler-16 contient la première planète découverte en orbite autour autour d'un système d'étoile binaire.

En Février 2012, la NASA Mission Kepler avait identifié 2321 candidats planétaires associés à 1790 étoiles hôtes, sur la base des seize premiers mois de données du télescope spatial.

17 octobre 2012 a apporté l'annonce de la découverte d'une planète, Alpha Centauri Bb, autour d'une étoile proche de la Terre dans le système d'étoiles, Alpha Centauri. Il se agit d'une planète de taille, mais pas dans la zone habitable dans lequel l'eau liquide peut exister.

Méthodes de détection

Les planètes sont très faibles par rapport à leurs étoiles parentes. Aux longueurs d'onde visibles, ils ont généralement moins d'un millionième de la luminosité de leur étoile parente. Il est difficile de détecter une telle source de lumière faible, et en outre l'étoile parente provoque un regard qui tend à le laver. Il est nécessaire de bloquer la lumière de l'étoile parent afin de réduire l'éblouissement, tout en laissant la lumière de la planète détectable; faire est un défi technique majeur.

Tous les exoplanètes qui ont été directement imagées sont grands (plus massive que Jupiter ) et largement séparés de leur étoile parente. La plupart d'entre eux sont également très chaud, de sorte qu'ils émettent intense un rayonnement infrarouge; les images ont ensuite été faite à infrarouge où la planète est plus clair que ce est à des longueurs d'onde visibles.

Bien que imagerie directe peut devenir plus important à l'avenir, la grande majorité des planètes extrasolaires connues ne ont été détectés par des méthodes indirectes. Voici les méthodes indirectes qui se sont avérées utiles:

• Vitesse radiale ou méthode Doppler

Comme une planète orbite autour d'une étoile, l'étoile se déplace également dans sa propre petite orbite autour du centre de masse du système. Les variations de vitesse radiale de l'étoile - ce est, la vitesse avec laquelle il se rapproche ou se éloigne de la Terre - peuvent être détectés à partir des déplacements dans l'étoile de raies spectrales en raison de la effet Doppler. Extrêmement petites variations vitesses radiales peuvent être observés, de 1 m / s ou même un peu moins. Ce est de loin la méthode la plus productive de découvrir des exoplanètes. Il a l'avantage d'être applicable à étoiles avec une large gamme de caractéristiques. L'un de ses inconvénients est que on ne peut pas déterminer la véritable masse d'une planète, mais ne peut fixer une limite inférieure sur cette masse. Cependant, si la vitesse radiale de la planète elle-même peut être distinguée de la vitesse radiale de l'étoile, puis la masse réelle peut être déterminée.

• méthode de Transit

Si une planète traverse (ou transits) devant le disque de son étoile parente, puis la luminosité de l'étoile observée chute d'une petite quantité. La quantité par laquelle l'étoile se assombrit dépend de sa taille et de la taille de la planète, entre autres facteurs. Cela a été la deuxième méthode la plus productive de la détection, si elle souffre d'un taux important de faux positifs et la confirmation d'une autre méthode est généralement considéré comme nécessaire. La méthode des transits révèle le rayon de la planète, et il a l'avantage qu'il permet parfois l'atmosphère d'une planète à être étudiée par spectroscopie .

• Timing Transit Variation (TTV)

Animation montrant différence entre planète transit synchronisation des systèmes 1-planète et deux-planète. Crédit: NASA / Mission Kepler.

Lorsque plusieurs planètes sont présents, chacun perturbe légèrement les orbites des autres. Petites variations dans les temps de transit pour une planète peuvent donc indiquer la présence d'une autre planète, qui se peut ou non transit. Par exemple, les variations dans les transits de la planète WASP-3b suggèrent l'existence d'une deuxième planète dans le système, le non-transit WASP-3c. Si plusieurs planètes en transit existent dans un système, alors cette méthode peut être utilisée pour confirmer leur existence. Dans une autre forme de la méthode, le calendrier des éclipses dans une éclipsant étoile binaire peut révéler une planète extérieure qui tourne autour de deux étoiles; à partir de Novembre 2011, cinq planètes ont été trouvés dans cette façon.

• Microlentille gravitationnelle

Microlensing produit lorsque le champ gravitationnel d'une étoile agit comme une lentille, amplifiant la lumière d'une étoile lointaine fond. Planètes en orbite autour de l'étoile de lentille peuvent provoquer des anomalies détectables dans le grossissement car il varie au fil du temps. Cette méthode a donné lieu à seulement 13 détections que de Juin 2011, mais il a l'avantage d'être particulièrement sensibles aux planètes dans les grandes séparations de leurs étoiles parentes.

• Astrométrie

Astrométrie consiste à mesurer précisément la position d'une étoile dans le ciel et observer les changements dans cette position au fil du temps. Le mouvement d'une étoile en raison de l'influence gravitationnelle d'une planète peut être observable. Parce que le mouvement est si petit, cependant, cette méthode n'a pas encore été très productive. Il a produit seulement quelques détections contestées, même si elle a été utilisée avec succès pour étudier les propriétés de planètes trouvés par d'autres moyens.

• Pulsar calendrier

Un pulsar (le petit reste ultradenses d'une étoile qui a explosé en supernova ) émet des ondes radio très régulièrement car il tourne. Si les planètes tournent autour du pulsar, ils vont provoquer de légères anomalies dans le calendrier de ses impulsions radio observées. La première découverte confirmée d'une planète extrasolaire a été faite en utilisant cette méthode. Mais à partir de 2011, il n'a pas été très productive; cinq planètes ont été détectées de cette manière, autour de trois pulsars différents.

• Disques circumstellaires

Les disques de la poussière de l'espace entourent de nombreuses stars, qu'on croit provenir de collisions entre astéroïdes et des comètes. La poussière peut être détectée, car il absorbe la lumière des étoiles et re-émet comme rayonnement infrarouge. Caractéristiques dans les disques peuvent suggérer la présence de planètes, si ce ne est pas considérée comme une méthode de détection définitive.

Planètes extrasolaires plus confirmés ont été trouvés à l'aide des télescopes terrestres. Cependant, la plupart des méthodes peuvent travailler plus efficacement avec télescopes spatiaux qui évitent la brume atmosphérique et la turbulence. COROT (lancé Décembre 2006) et Kepler (lancé en Mars 2009) sont les deux missions spatiales actuellement actifs dédiés à la recherche de planètes extrasolaires. télescope spatial Hubble et MOST ont également constaté ou confirmé quelques planètes. Le Mission Gaia, qui sera lancé en Octobre 2013, utilisera astrométrie pour déterminer les véritables masses de 1000 exoplanètes proximité.

Définition

Le fonctionnaire définition de «planète» utilisé par le Union astronomique internationale (UAI) ne couvre que la système solaire et ne se applique donc pas aux exoplanètes. En Avril 2011, la seule déclaration de définition délivré par l'UAI qui se rapporte aux exoplanètes est une définition de travail publié en 2001 et modifié en 2003. Cette définition contient les critères suivants:

• Objets avec véritables masses en dessous de la masse limite pour la fusion thermonucléaire du deutérium (actuellement calculés être 13 masses de Jupiter pour les objets de métallicité solaire) que les étoiles en orbite ou des restes stellaires sont "planètes" (peu importe comment ils formés). Le minimum de masse / taille requise pour un objet extrasolaire à être considérée comme une planète doit être le même que celui utilisé dans notre système solaire.
• Substellaires objets avec de véritables masses supérieures à la masse limite pour la fusion thermonucléaire du deutérium sont " Les naines brunes ", peu importe comment ils formés ou où ils se trouvent.
• Objets flottant librement dans les jeunes amas d'étoiles avec des masses en dessous de la masse limite pour la fusion thermonucléaire du deutérium ne sont pas "planètes", mais sont "sous-naines brunes" (ou quelque soit le nom est le plus approprié).

Cet article suit la définition de travail ci-dessus. Par conséquent, il ne traite que de planètes que les étoiles en orbite ou naines brunes. (Il ya également eu plusieurs détections rapportées des objets planétaires-masse qui ne en orbite autour de tout organisme de parent Certains d'entre eux peuvent avoir appartenu à système planétaire de l'étoile avant d'être évincé;. le terme " planète voyous »est parfois appliquée à ces objets.)

Cependant, la La définition de travail de l'AIU est pas universellement acceptée. Une suggestion alternative est que les planètes doivent être distingués des brun nains sur la base de formation. Il est largement admis que les planètes géantes se forment par accrétion de base, et ce processus peut parfois produire des planètes avec des masses au-dessus du seuil de fusion du deutérium; planètes massives de ce genre peuvent ont déjà été observés. Ce point de vue admet également la possibilité de nains sous-Brown, qui ont des masses planétaires, mais forment comme des étoiles de l'effondrement directe de nuages de gaz.

En outre, le seuil de 13 Jupiter-masse n'a pas de signification physique précise. Deutérium fusion peut se produire dans certains objets avec une masse inférieure à celle coupure. La quantité de deutérium fusionné dépend dans une certaine mesure de la composition de l'objet. Le L'Encyclopédie des planètes extrasolaires comprend des objets jusqu'à 25 masses de Jupiter, en disant: "Le fait qu'il n'y a pas particularité environ 13 MJup dans le spectre de masse observé renforce le choix d'oublier cette limite de masse», et le Exoplanet Explorateur de données comprend des objets jusqu'à 24 masses de Jupiter avec le conseil: "La distinction 13 Jupiter-masse par le Groupe de travail de l'UAI est physiquement démotivés des planètes avec des noyaux rocheux, et les observations, problématique en raison du péché i ambiguïté."

Nomenclature

Standard multiple étoiles

La norme pour nommer exoplanètes est une extension de celui utilisé par le catalogue de Washington Multiplicité (WMC), pour les systèmes multi-étoiles. Cette section sera donc commencer par discuter brièvement la norme WMC, qui a été adoptée par le Union astronomique internationale.

En vertu de cette norme, la plus brillante d'un système reçoit la lettre «A». Les différentes composantes ne figurent pas dans les «A» sont étiquetés «B», «C», etc. sous-composants sont désignés par un ou plusieurs suffixes avec l'étiquette principale, commençant par les lettres minuscules pour le 2ème niveau hiérarchique, puis chiffres pour la 3ème . Par exemple, se il ya un système d'étoiles triple dans lequel deux étoiles orbitent l'autre de près pendant une troisième étoile est dans une orbite plus lointaine, les deux étoiles près orbite seraient considérés comme un composant avec deux sous-composantes. Ils recevraient le désignations Aa et Ab, tandis que la troisième étoile recevrait la désignation B. (Notez que, pour des raisons historiques, cette norme ne est pas toujours strictement respectées. Par exemple, les trois membres de la Alpha Centauri triple système étoiles sont classiquement appelée Alpha Centauri A, B et C alors que la norme formelle donnerait leurs désignations comme Alpha Centauri AA, AB et B respectivement.)

Norme de planète extrasolaire

Suite à une extension de la norme ci-dessus, le nom d'une exoplanète est normalement formé en prenant le nom de son étoile parente et en ajoutant une lettre minuscule. La première planète découverte dans un système est donnée à la désignation "b" et les planètes sont données ultérieures lettres suivantes. Si plusieurs planètes dans le même système sont découverts dans le même temps, le plus proche de l'étoile devient la lettre suivante, suivie par les autres planètes par ordre de taille orbitale.

Par exemple, dans le 55 Cancri système la première planète - 55 Cancri b - a été découvert en 1996; deux planètes plus lointaines supplémentaires ont été découverts en 2002 simultanément avec le plus proche de l'étoile étant nommé 55 Cancri c et l'autre 55 Cancri d; quart planète a été revendiquée (son existence a ensuite été contestée) en 2004 et nommé 55 Cancri e tout en se trouvant plus près de l'étoile de 55 Cancri b; et la planète la plus récemment découvert, en 2007, a été nommé 55 Cancri f malgré comprise entre 55 Cancri c et 55 Cancri d. En Avril 2012, le plus élevé lettre utilisée est «j», pour la planète non confirmée HD 10180 j ( HD 10180 h est la planète confirmée avec la plus grande lettre).

Si une planète en orbite autour d'un membre d'une étoile binaire système, une lettre majuscule pour la star sera suivie d'une lettre minuscule pour la planète. Des exemples sont 16 Cygni Bb et HD 178911 Bb. Planètes en orbite autour de la "Une" étoile primaire ou devraient avoir 'AB' après le nom du système, comme dans HD 41004 Ab. Cependant, le "A" est parfois omise; par exemple la première planète découverte autour de l'étoile principale de la Système binaire Tau Bootis est généralement appelée simplement Tau Bootis b.

Si l'étoile parente est une seule étoile, il peut encore être considérée comme ayant un "A" la désignation, si le «A» ne est normalement pas écrit. La première exoplanète révélée être orbite autour d'une telle étoile pourrait alors être considérée comme une sous-composante secondaire qui devrait être donnée le suffixe «AB». Par exemple, 51 Peg Aa est l'étoile hôte dans le système 51 Peg; et la première exoplanète est alors 51 Peg Ab. Comme la plupart des exoplanètes sont dans les systèmes simples étoiles, l'implicite "A" désignation a été simplement abandonné, laissant le nom d'exoplanètes par la lettre minuscule seulement: 51 Peg b.

A quelques exoplanètes ont reçu des noms qui ne sont pas conformes à la norme ci-dessus. Par exemple, les planètes qui orbitent autour du pulsar PSR 1257 sont souvent appelés à capital plutôt que des lettres minuscules. En outre, le nom sous-jacente du système étoile elle-même peut suivre plusieurs systèmes différents. En fait, certaines étoiles (tels que Kepler-11) ne ont reçu leurs noms en raison de leur inclusion dans les programmes planète recherche, auparavant, ne étant visé par leur coordonnées célestes.

Circumbinary planètes et proposition de 2010

Hessman et al. Etat que le système implicite pour les noms d'exoplanètes complètement échoué avec la découverte de circumbinary planètes. Ils notent que les découvreurs des deux planètes autour HW Virginis essayé de contourner le problème de nommage en les appelant "HW Vir 3" et "HW Vir 4", à savoir le dernier est le 4ème objet - stellaire ou planétaire - découvert dans le système. Ils notent également que les découvreurs des deux planètes autour NN Serpentis ont été confrontés à plusieurs suggestions provenant de diverses sources officielles et a finalement choisi d'utiliser les désignations «NN Ser c" et "NN Ser d".

. La proposition de Hessman et al commence avec les deux règles suivantes:

Règle 1. Le nom officiel d'une exoplanète est obtenue en ajoutant les suffixes appropriées pour le nom officiel de l'étoile hôte ou système stellaire. La hiérarchie supérieure est définie par des lettres majuscules, suivi par des lettres minuscules, suivi d'un numéro, etc. L'ordre de nommage dans un niveau hiérarchique est à l'ordre de la découverte seulement. (Cette règle correspond à la présente convention de dénomination provisoire WMC .)

Règle 2. Chaque fois que le leader désignation de lettre majuscule est manquant, cela est interprété comme étant une forme informelle avec un «A» implicite, sauf indication explicitement. (Cette règle correspond à l'usage actuel de la communauté de exoplanète de planètes autour d'étoiles simples.)

Ils notent que, dans ces deux règles proposées tous les présents noms pour 99% des planètes autour d'étoiles simples sont conservés comme des formes informelles de la norme provisoire AIU sanctionné. Ils renommer Tau Bootis b officiellement comme Tau Bootis Ab, en conservant le formulaire avant comme un usage informel (aide de la règle 2, ci-dessus).

Pour faire face aux difficultés liées à circumbinary planètes, la proposition contient deux autres règles:

Article 3. En variante à la nomenclature standard à la règle 1, une relation hiérarchique peut être exprimée en concaténant les noms de système d'ordre supérieur et en les plaçant dans parenthèses, après quoi le suffixe d'un système d'ordre inférieur est ajouté.

Règle 4. En cas de doute (par exemple, si un nom différent ne est pas clairement défini dans la littérature), la hiérarchie exprimée par la nomenclature doit correspondre au (sous-) systèmes dynamiquement distincts afin de leur pertinence dynamique. Le choix de niveaux hiérarchiques doit être fait pour mettre l'accent sur les relations dynamiques, si elle est connue.

Ils soutiennent que la nouvelle forme utilisant des parenthèses est le meilleur pour les planètes circumbinary connus et a pour effet souhaitable de donner à ces planètes sous-niveaux hiérarchiques étiquettes identiques et noms de composants stellaires qui sont conformes à l'usage pour les étoiles binaires. Ils disent qu'il nécessite le changement de nom complète des deux seuls systèmes exoplanétaires: Les planètes autour HW Virginis serait rebaptisé HW Vir (AB) b & (AB) c, tandis que ceux autour de NN Serpentis serait rebaptisé NN Ser (AB) b & ( AB) c. En outre, les planètes circumbinary simples déjà connus autour PSR B1620-26 et DP Leonis) peut presque conserver leurs noms ( PSR B1620-26 b et DP Leonis b) comme des formes informelles non officielles de la "(AB) b" désignation lorsque le «(AB)" est laissé de côté.

Les découvreurs de la planète circumbinaire autour Kepler-16 suivie Hessman et al '. S proposé schéma de nommage pour nommer le corps Kepler-16 (AB) -b, ou tout simplement Kepler-16b lorsqu'il n'y a pas d'ambiguïté.

D'autres systèmes de nommage

Un autre nomenclature, souvent vu dans la science-fiction, utilise des chiffres romains dans l'ordre des positions des planètes de l'étoile. (Ceci a été inspiré par un ancien système pour nommer les lunes des planètes extérieures, telles que "Jupiter IV» pour Callisto.) Mais un tel système ne est pas pratique à usage scientifique, puisque de nouvelles planètes se trouvent plus près de l'étoile, en changeant tous les chiffres.

Enfin, plusieurs planètes ont reçu des noms officieux de «vrais»: notamment Osiris ( HD 209458 b), Bellérophon ( 51 Pegasi b), Zarmina ( Gliese 581 g) et Mathusalem ( PSR B1620-26 b). W. de la Lyra Institut Max Planck pour l'astronomie a suggéré noms essentiellement tirés de la mythologie gréco-romaine pour les 403 candidats de planète extrasolaire connus comme d'Octobre 2009. Mais le Union astronomique internationale (UAI) a actuellement aucun plan pour attribuer des noms de ce genre de planètes extrasolaires, considérant impraticable.

Propriétés générales

Nombre d'étoiles avec des planètes

La plupart des planètes extrasolaires découvertes se trouvent à moins de 300 années-lumière du système solaire.

Programmes Planet-recherche ont découvert planètes en orbite autour d'une fraction substantielle des étoiles qu'ils ont regardé. Toutefois, la proportion globale d'étoiles avec des planètes est incertain parce que pas toutes les planètes peuvent encore être détectés. Procédé vitesse radiale et le procédé de transport en commun (qui entre eux sont responsables de la grande majorité des détections) sont les plus sensibles à de grandes orbites planétaires à petites. Ainsi, de nombreuses exoplanètes connues sont «Jupiters chauds»: planètes de Jovian masse ou plus grandes en très petites orbites avec des périodes de quelques jours seulement. On estime aujourd'hui que 1% à 1,5% des étoiles de type solaire de posséder une telle planète, où "étoiles sunlike" se réfère à ne importe quelle étoile de la séquence principale du classes spectrales tardif F, G, ou précoce K sans un compagnon stellaire proche. On estime à plus de 3% à 4,5% des étoiles de type solaire possède une planète géante avec une période orbitale de 100 jours ou moins, où "planète géante" signifie une planète d'au moins 30 masses terrestres.

La proportion des étoiles avec des planètes plus petites ou plus éloignées est moins sûr. Il est connu que les petites planètes (de masse à peu près semblable à la Terre ou légèrement supérieur) sont plus fréquentes que les planètes géantes. Il apparaît également qu'il ya plus de planètes en orbites grandes que dans les petites orbites. Sur cette base, on estime que peut-être 20% des étoiles de type solaire avoir au moins une planète géante tandis qu'au moins 40% peut avoir des planètes de masse inférieure. Une étude de 2012 données de microlentille gravitationnelle recueillies entre 2002 et 2007 conclut la proportion des étoiles avec des planètes est beaucoup plus élevé et estime une moyenne de 1,6 planètes orbitant entre 0,5 à 10 UA par étoile dans la Voie Lactée galaxie, les auteurs de cette étude concluent que «les étoiles sont en orbite autour de par les planètes comme une règle, plutôt que l'exception ".

Quelle que soit la proportion d'étoiles avec des planètes, le nombre total des exoplanètes doit être très grande. Depuis notre propre galaxie, la Voie Lactée a au moins 200 milliards d'étoiles, il doit également contenir des dizaines ou des centaines de milliards de planètes.

Caractéristiques des étoiles de la planète-hébergement

Classification spectrale

La classification spectrale Morgan-Keenan

Exoplanètes en orbite étoiles les plus connus à peu près similaires à la Sun , ce est- étoiles de la séquence principale de catégories spectrales F, G, ou K. Une des raisons est que la recherche de la planète programmes ont tendance à se concentrer sur ces étoiles. Mais en plus, l'analyse statistique indique que les étoiles de faible masse ( naines rouges , de catégorie spectrale M) sont moins susceptibles d'avoir des planètes assez massives pour détecter. Stars of Une catégorie spectrale tourner généralement très rapidement, ce qui rend très difficile de mesurer les petits décalages Doppler induits par planètes en orbite depuis les lignes spectrales sont très larges. Cependant, ce type d'étoile massive évolue finalement dans une glacière géante rouge qui tourne plus lentement et peut donc être mesurée en utilisant la méthode des vitesses radiales. Au début de 2011 environ 30 planètes de classe Jupiter avaient été trouvés autour d'étoiles de K-géant y compris Pollux, Gamma et Céphée Draconis iota. enquêtes Doppler autour d'une grande variété d'étoiles indiquent étoiles environ 1 à 6 ayant deux fois la masse du Soleil sont sur orbite par une ou plusieurs planètes taille de Jupiter, contre 1 sur 16 pour les étoiles semblables au Soleil et seulement 1 sur 50 pour la classe M naines rouges. D'autre part, enquêtes de microlentilles indiquent que long période Neptune les planètes se trouvent à environ 1 M en 3 nains. Observations à l'aide du Télescope spatial Spitzer indiquent que les étoiles extrêmement massives de catégorie spectral O, qui sont beaucoup plus chaud que notre Soleil, produire un effet photo-évaporation qui inhibe la formation des planètes.

Métallicité

Étoiles ordinaires sont constitués principalement de la lumière des éléments de l'hydrogène et l'hélium . Ils contiennent également une petite proportion d'éléments plus lourds, et cette fraction est appelée d'une étoile la métallicité (même si les éléments ne sont pas des métaux dans le sens traditionnel, comme le fer). Les planètes géantes sont plus susceptibles d'être trouvé le plus élevé de l'étoile métallicité; cependant, petites planètes autour d'étoiles sont présents avec un large éventail de métallicité. Il a également été démontré que les étoiles avec des planètes sont plus susceptibles d'être déficient en lithium .

Paramètres orbitaux

Scatterplot montrant des masses et des périodes orbitales de toutes les planètes extrasolaires découvertes à travers 2010-10-03, avec des couleurs méthode de détection indiquant:

astrométrie  transit   timing

imagerie directe   microlentille

vitesse radiale   pulsar calendrier

Pour référence, planètes du système solaire sont marqués comme cercles gris. L'axe horizontal trace le journal du demi-grand axe, tandis que l'axe vertical trace le journal de la masse.

Beaucoup de systèmes planétaires ne sont pas aussi placide que le système solaire, et avoir des paramètres orbitaux extrêmes et des orbites forte interaction, de sorte que les lois de Kepler ne tiennent pas dans de tels systèmes.

La plupart des candidats de planète extrasolaire connus ont été découverts en utilisant des méthodes indirectes et donc que certains de leurs paramètres physiques et orbitales peuvent être déterminées. Par exemple, sur les six indépendante paramètres qui définissent une orbite, la méthode des vitesses radiales peuvent déterminer quatre: demi-grand axe, excentricité, longitude de périastre, et l'heure de périastre. Deux paramètres restent inconnus: inclinaison et longitude du noeud ascendant.

Demi-grand axe

Beaucoup exoplanètes ont des orbites avec de très petites demi-grands axes, et sont donc beaucoup plus proche de leur étoile parente que toute la planète dans le système solaire est le Sun. Ceci est principalement dû à la sélection observation: la méthode des vitesses radiales est le plus sensible aux planètes avec de petites orbites. Les astronomes ont d'abord été très surpris par ces « Jupiters chauds », mais il est maintenant clair que la plupart des exoplanètes ont beaucoup plus grandes orbites, certains sont situés dans des zones habitables avec la température potentiellement approprié pour l'eau liquide et la vie. Il semble plausible que dans la plupart des systèmes exoplanétaires, il ya une ou deux planètes géantes avec des orbites de taille comparable à celles de Jupiter et de Saturne dans le système solaire. Les planètes géantes avec essentiellement des orbites plus grandes sont maintenant connus pour être rares, au moins autour d'étoiles semblables au Soleil.

Excentricité

Le l'excentricité d'une orbite est une mesure de la façon dont elliptique (allongée), il est. La plupart des exoplanètes avec des périodes orbitales de 20 jours ou moins ont des orbites quasi-circulaires, soit très faible excentricité. Que l'on croit être due à la circularisation de marée: la réduction de l'excentricité au fil du temps en raison de l'interaction gravitationnelle entre deux corps. En revanche, les exoplanètes les plus connus avec de plus longues périodes orbitales ont des orbites très excentriques. (En Juillet 2010, 55% de ces exoplanètes ont excentricités supérieure à 0,2, tandis que 17% ont excentricités supérieures à 0,5.) Ceci est pas un effet de sélection observation, depuis une planète peut être détectée à propos aussi bien indépendamment de l'excentricité de son orbite . La prévalence des orbites elliptiques est un casse-tête majeur, car les théories actuelles de la formation planétaire suggèrent fortement planètes devraient former à la circulaire (qui est, non excentriques) orbites. La prévalence des orbites excentriques peut également indiquer que le système solaire est inhabituelle, puisque toutes ses planètes, sauf pour le mercure ont des orbites quasi-circulaires.

Toutefois, il est suggéré que certaines des valeurs d'excentricité élevées signalées pour exoplanètes peuvent être surestimés, car les simulations montrent que de nombreuses observations sont également compatibles avec deux planètes sur des orbites circulaires. Observations rapportées des planètes simples dans des orbites excentriques modérément ont environ une chance d'être une paire de planètes de 15%. Cette mauvaise interprétation est particulièrement probable si les deux planètes en orbite autour d'une résonance 2: 1. Un groupe d'astronomes a conclu que «(1) autour de 35% des solutions d'une planète excentriques publiés sont statistiquement indiscernable de systèmes planétaires en 2: 1 résonance orbitale, (2) un autre 40% ne peut pas être statistiquement distingue d'une solution orbital circulaire "et" (3) planètes avec des masses comparables à la Terre pourraient être cachés dans des solutions orbitaux connus de excentriques super-Terres et Neptune planètes de masse ".

Inclination

Quand une planète est trouvé par la méthode des vitesses radiales, son inclinaison orbitale i est inconnue et peut varier de 0 à 90 degrés. La méthode est incapable de déterminer la masse réelle ( M ) de la planète, mais donne une limite inférieure pour sa masse M péché i . Dans quelques cas, une exoplanète apparente peut être un objet plus massif comme un nain naine brune ou rouge. Cependant, la probabilité d'une petite valeur de i (disons moins de 30 degrés, ce qui donnerait une vraie masse au moins le double de la limite inférieure observé) est relativement faible (1- (√3) / 2 ≈ 13%) et donc plus planètes auront de véritables masses assez proches de la limite inférieure observé. En outre, si l'orbite de la planète est presque perpendiculaire à la ligne de vision (c.- i près de 90 °), la planète peut également être détectée par la méthode des transits. L'inclinaison sera alors connu, et la véritable masse de la planète peut être trouvé. En outre, les observations astrométriques et des considérations dynamiques dans les systèmes multi-planète peuvent parfois fournir une limite supérieure à la masse réelle de la planète.

En Septembre 2011, tous sauf 50 des nombreuses exoplanètes connues ont plus de dix fois la masse de la Terre. Beaucoup sont beaucoup plus massive que Jupiter, la planète la plus massive dans le système solaire . Cependant, ces masses élevés sont en grande partie en raison d'une observation effet de sélection: toutes les méthodes de détection sont plus susceptibles de découvrir des planètes massives. Ce biais fait l'analyse statistique difficile, mais il semble que les planètes de faible masse sont effectivement plus fréquent que ceux de masse supérieure, au moins dans une large gamme de masse qui comprend toutes les planètes géantes. En outre, la découverte de plusieurs planètes seulement quelques fois plus massives que la Terre, en dépit de la grande difficulté de les détecter, indique que de telles planètes sont assez fréquents.

Les résultats des 43 premiers jours de lamission Kepler "impliquent que les petites planètes candidats avec des périodes moins de 30 jours sont beaucoup plus communs que les grandes planètes candidats avec des périodes de moins de 30 jours et que les découvertes terrestres sont l'échantillonnage de la grande taille la queue de la distribution de la taille ".

La densité et la composition en vrac

Comparaison des tailles des planètes avecdifférentes compositions

Si une planète est détectable à la fois par la vitesse radiale et les méthodes de transport, alors à la fois sa vraie masse et son rayon peuvent être trouvés. La densité de la planète peut être calculé. Planètes à faible densité sont déduites être composée principalement d'hydrogène et d'hélium, alors que les planètes de densité intermédiaire sont déduites pour avoir de l'eau comme un constituant majeur. Une planète de haute densité est censé être rocheuse, comme la Terre et les autres planètes terrestres du système solaire.

Beaucoup exoplanètes en transit sont beaucoup plus grande que prévu en raison de leur masse, ce qui signifie qu'ils ont étonnamment faible densité. Plusieurs théories ont été proposées pour expliquer cette observation, mais aucun n'a encore été largement acceptée parmi les astronomes.

Atmosphère

Les mesures spectroscopiques peuvent être utilisés pour étudier la composition atmosphérique d'une planète en transit. La vapeur d'eau, de vapeur de sodium, le méthane et le dioxyde de carbone ont été détectés dans les atmosphères des différentes exoplanètes de cette façon. La présence d'oxygène peut être détectable par des télescopes terrestres. Ces techniques pourraient peut-être de découvrir les caractéristiques atmosphériques qui suggèrent la présence de la vie sur une exoplanète, mais aucune découverte n'a encore été faite.

Une autre ligne d'information sur les atmosphères exoplanétaires vient d'observations de fonctions de phase orbitale. Planètes extrasolaires ont phases similaires aux phases de la Lune. En observant la variation exacte de la luminosité avec la phase, les astronomes peuvent calculer la taille des particules dans l'atmosphère des planètes.

Stellar lumière est polarisée par des molécules atmosphériques; cela pourrait être détectée avec un polarimètre. Jusqu'à présent, une seule planète a été étudiée par polarimétrie.

Température

On peut estimer la température d'une exoplanète en fonction de l'intensité de la lumière qu'il reçoit de son étoile mère. Par exemple, la planète OGLE-2005-BLG-390Lb est estimée à une température de surface d'environ -220 ° C (50 K). Cependant, ces estimations peuvent être sensiblement dans l'erreur parce qu'ils dépendent généralement inconnue de la planète albédo , et que des facteurs tels que l'effet de serre peuvent introduire des complications inconnus. Quelques planètes ont eu leur température mesurée en observant la variation de rayonnement infrarouge que la planète se déplace sur son orbite et est éclipsé par son étoile parente. Par exemple, la planète HD 189733b a été trouvé avoir une température moyenne de 1205 ± 9 K (932 ± 9 ° C) sur son côté jour et 973 ± 33 K (700 ± 33 ° C) sur sa face nocturne.

Autres propriétés

Sur les planètes taille de la Terre, la tectonique des plaques est plus probable si il ya des océans d'eau; Toutefois, en 2007, deux équipes indépendantes de chercheurs sont arrivés à opposer à des conclusions sur la probabilité de la tectonique des plaques sur les grands super-Terres avec une équipe en disant que la tectonique des plaques seraient épisodique ou stagnante et l'autre équipe en disant que la tectonique des plaques est très probable sur super- terres, même si la planète est sec.

D'autres questions sont de savoir comment les exoplanètes sont susceptibles de posséder des lunes et des magnétosphères. Aucun de ces lunes et magnétosphères n'a encore été détecté, mais ils peuvent être assez commun.

Habitabilité

Vue d'artiste deKepler-22b, une «Super-Terre »au sein dela zone habitable de son étoile.

Plusieurs planètes ont des orbites de leur étoile parente zone habitable, où il devrait être possible pour l'eau liquide d'exister et pour Terre-comme conditions de l'emporter. La plupart de ces planètes sont des planètes géantes similaires à Jupiter que de la Terre; si aucun d'entre eux ont de grandes lunes, les lunes pourraient être une demeure plus plausible de la vie. Découverte de Gliese 581 g, pensé pour être une planète rocheuse orbitant dans le milieu de la zone habitable de son étoile, a été revendiqué en Septembre 2010 et, si elle est confirmée, il pourrait être la planète extrasolaire la plus «semblable à la Terre" découvert à ce jour. Cependant, l'existence de Gliese 581 g a été interrogé ou même rejetés par d'autres équipes d'astronomes; il est répertorié comme non confirmée à L'Encyclopédie des planètes extrasolaires. Par la suite, cependant, le super-Terre Kepler-22b a été confirmé d'être dans la zone habitable de son étoile parente, Kepler-22, la première planète de sa taille à être confirmé dans cette zone. En Septembre 2012, la découverte de deux planètes en orbite autour de Gliese 163 a été annoncé. Un des planètes, Gliese 163 c, environ 6,9 fois la masse de la Terre et un peu plus chaud, a été considérée comme au sein de la zone habitable.

Diverses estimations ont été faites sur la façon dont de nombreuses planètes pourraient soutenir la vie simple, ou même intelligente. Cependant, ces estimations ont de grandes incertitudes, en raison de la complexité de la vie cellulaire peut biogenèse hautement improbable. Par exemple, le Dr Alan Fondateur de la Carnegie Institution of Science estime qu'il peut y avoir «cent milliards de« planètes terrestres dans notre Voie Lactée , la galaxie de nombreux avec de simples formes de vie . Il a en outre croit qu'il pourrait y avoir des milliers de civilisations dans notre galaxie. Les récents travaux de Duncan Forgan de l'Université d'Edimbourg a également tenté d'estimer le nombre de civilisations intelligentes dans notre galaxie. La recherche suggère qu'il pourrait y avoir des milliers d'entre eux, même si actuellement il n'y a aucune preuve scientifique d'une vie extraterrestre. Ces estimations ne tiennent pas compte de la probabilité inconnue des origines de la vie, mais si la vie est originaire, il peut se propager parmi les planètes habitables par naturel ou panspermie dirigée.

Les données du catalogue Habitable Exoplanètes (HEC) suggère que, sur les 859 exoplanètes qui ont été confirmés comme des 3 Janvier 2013 , neuf planètes potentiellement habitables ont été trouvés, et la même source prévoit qu'il peut y avoir 30 habitables lunes autour des planètes extrasolaires confirmées . Le HEC indique également, des 15 874 transit événements de franchissement de seuil (TCE) qui ont récidivé plus de trois fois (ce qui les rend plus susceptibles d'être des planètes réelles) découvert par Kepler sonder jusqu'au 3 Janvier 2013, que 262 planètes (1,65% ) ont le potentiel pour être habitable, avec un supplément de 35 planètes "chaudes Jovian» qui peuvent avoir des satellites naturels habitables.

En Février 2013, les chercheurs ont calculé que jusqu'à 6% des petites étoiles naines rouges peut avoir des planètes ayant des propriétés semblables à la Terre. Cela donne à penser qu'il pourrait y avoir jusqu'à 4,5 milliards de telles planètes dans notre galaxie, et, statistiquement parlant, le plus proche "extraterrestre de la Terre" du système solaire pourrait être de 13 années-lumière de distance.