La différence de densité des sub-Neptunes enfin décryptée
Une équipe internationale pilotée par l’UNIGE, l’UNIBE et PlanetS montre qu’il existe deux populations distinctes de sub-Neptunes, mettant fin à un débat qui agitait la communauté scientifique.
Cette impression d'artiste montre la vue de la planète du système TOI-178 qui orbite le plus loin de l'étoile. De nouvelles recherches menées par Adrien Leleu et ses collègues à l'aide de plusieurs télescopes, dont le Very Large Telescope de l'ESO, ont révélé que ce système en résonnance compte six exoplanètes et que toutes, à l'exception de la plus proche de l'étoile, se déplacent sur leur orbite selon un rythme très particulier. © ESO/L. Calçada/spaceengine.org
La majorité des étoiles de notre galaxie abritent des planètes. Les plus abondantes sont les sub-Neptunes, des planètes dont la taille est comprise entre celle de la Terre et celle de Neptune. Le calcul de leur densité pose un problème aux scientifiques: selon la méthode utilisée pour mesurer leur masse, les astronomes mettaient en évidence deux populations, les denses et les moins denses. Cela s’explique-t-il par un biais observationnel ou par l’existence physique de deux populations distinctes de sub-Neptunes? De récents travaux du PRN PlanetS, de l’Université de Genève (UNIGE) et de l’Université de Berne (UNIBE) plaident pour la seconde hypothèse. Ils sont à découvrir dans le journal Astronomy & Astrophysics.
Les exoplanètes sont abondantes dans notre Galaxie. Les plus courantes sont celles dont la taille se situe entre le rayon de la Terre (environ 6400 km) et celui de Neptune (environ 25’000 km), appelées «sub-Neptunes». On estime que 30% à 50% des étoiles similaires au Soleil en abritent au moins une.
Le calcul de la densité de ces planètes pose un problème aux scientifiques. Pour l’estimer, il faut tout d’abord mesurer leur masse et leur rayon. Problème: les planètes dont la masse est mesurée par la méthode des TTV (Transit-Timing Variation) sont moins denses que les planètes dont la masse a été mesurée par la méthode des vitesses radiales, l’autre méthode de mesure possible.
«La méthode des TTV consiste à mesurer des variations de la chronométrie du transit. Les interactions gravitationnelles entre les planètes d’un même système vont en effet modifier légèrement le moment où les planètes vont passer devant leur étoile», explique Jean-Baptiste Delisle, collaborateur scientifique au Département d’astronomie de la Faculté des sciences de l’UNIGE et co-auteur de l’étude. «La méthode des vitesses radiales, elle, consiste à mesurer les variations de vitesse de l’étoile induites par la présence de la planète autour d’elle».
Écarter tout biais
Une équipe internationale d’astronomes menée par des scientifiques du PRN PlanetS, de l’UNIGE et l’UNIBE publie une étude expliquant ce phénomène. Il ne serait pas dû à des biais de sélection ou d’observation mais bien à des raisons physiques. «La majorité des systèmes mesurés par la méthode des TTV sont en résonnance», explique Adrien Leleu, professeur assistant au Département d’astronomie de la Faculté des sciences de l’UNIGE et principal auteur de l'étude.
Deux planètes sont en résonnance lorsque le rapport entre leurs périodes orbitales est un nombre rationnel. Par exemple, lorsqu’une planète fait deux tours autour de son étoile, une autre planète en réalise exactement un. Si plusieurs planètes sont en résonnance, on parle alors de chaîne de résonnances de Laplace. «Nous nous sommes donc demandé s’il y avait une connexion intrinsèque entre la densité et la configuration orbitale en résonnance d’un système planétaire», poursuit le chercheur.
Afin d’établir le lien entre densité et résonnance, les astronomes ont dû tout d’abord écarter tout biais dans les données en sélectionnant rigoureusement les systèmes planétaires pour leur analyse statistique. Par exemple, une grande planète peu massive détectée en transit demande plus de temps pour être détectée en vitesses radiales. Cela augmente le risque que les observations soient interrompues avant que la planète ne soit visible dans les données de vitesse radiale et donc avant que sa masse ne soit estimée.
«Ce processus de sélection conduirait à un biais dans la littérature en faveur de masses et de densités plus élevées pour les planètes caractérisées avec la méthode des vitesses radiales. N’ayant pas de mesures de leurs masses, les moins denses seraient en effet exclues de nos analyses», explique Adrien Leleu.
Une fois ce nettoyage effectué, les astronomes ont pu déterminer, en utilisant des tests statistiques, que la densité des sub-Neptunes est plus faible dans les systèmes résonnants que leurs homologues dans les systèmes non-résonnants, et cela peu importe la méthode de détermination de leur masse.
Une question de «résonnance»
Les scientifiques évoquent plusieurs pistes pour expliquer ce lien, notamment les processus de formation des systèmes planétaires. La piste priviligiée par l’étude stipule que tous les systèmes planétaires convergent vers un état de chaîne de résonnance dans les premiers moments de leur existence, mais seulement 5 % restent stables. Les autres 95% deviennent instables. La chaîne de résonance se brise alors, engendrant une série de «catastrophes», telles que des collisions entre planètes. Les planètes fusionnent entre elles, augmentant ainsi leur densité avant de se stabiliser sur des orbites non résonnantes.
Ce processus génère ainsi deux populations bel et bien distinctes de sub-Neptunes, des denses et des moins denses. «Les modèles numériques de formation et d'évolution de systèmes planétaires que nous avons développés à Berne au cours des deux dernières décennies reproduisent exactement cette tendance: les planètes en résonance sont moins denses. Cette étude, par ailleurs, confirme que la plupart des systèmes planétaires ont été le siège de collisions géantes, semblables voire encore plus violentes que celle qui a donné naissance à notre Lune», conclut Yann Alibert, professeur à la Division recherche spatiale et sciences planétaires (WP) et co-directeur du Centre pour l’espace et l’habitabilité de l’UNIBE, co-auteur de l’étude.