Sistèma planetari
Un sistèma planetari es, en astronomia, es un sistèma compausat de planetas e d'objèctes pus pichons (asteroïdes, cometas...) en orbita a l'entorn d'una estela. Lo Sistèma Solar es un exemple de sistèma planetari mai, dempuei leis ans 1990, d'autrei sistèmas son estats identificats a l'entorn d'autreis estelas.
Istòria modificar
L'idèa de l'existéncia d'autrei sistèmas planetaris foguèt lòngtemps marginala car la pensada astronomica èra dominada per de concepcions geoocentricas. La premiera ipotèsi ben coneguda foguèt formulada per Giordano Bruno (1548-1600) qu'imaginèt una teoria eliocentrica onte leis autreis estelas èran acompanhadas, coma lo Soleu, per un cortegi de planetas. Au sègle XVIII, Isaac Newton (1642-1727) enoncièt una teoria similara.
Au sègle XIX, la possibilitat de l'existéncia de planetas a l'entorn d'autreis estelas èra ben establida. L'interès principau foguèt portat a l'estela 70 Ophiuchi amb l'anóncia d'una descubèrta en 1855 per William Stephen Jacob (1813-1862) de l'observatòri de Madras. D'efiech, observèt d'anomalias gravitacionalas que li permetèt de supausar la preséncia d'un objècte sorn. Dins leis ans 1890, de calculs menats per Thomas J. J. See (1866-1962) obtenguèron un periòde de revolucion de 36 ans. Pasmens, leis observacions modèrnas an pas confiermat la preséncia d'un objècte a l'entorn d'aquela estela. Dins lo corrent dau sègle XX, una controvèrsia se debanèt a prepaus de l'estela de Barnard amb una descubèrta anonciada per Peter van de Kamp (1901-1995). Dins aquò, son resultat foguèt considerat coma erronèu[1].
La premiera descubèrta acceptada d'exoplaneta foguèt oficializada en 1992 a l'entorn dau pulsar PSR B1257+12. Puei, en 1995, a l'entorn de 51 Pegasi, foguèt identificat la premiera planeta en orbita a l'entorn d'una estela. Dempuei aquela anóncia, lei progrès tecnics an permés la deteccion de centenaus de planetas. Aquò a entraïnat la descubèrta de planetas de tipe novèu e de sistèmas planetaris fòrça diferents dau Sistèma Solar.
Caracteristicas fisicas modificar
Lei sistèmas planetaris se desvolopan normalament a l'entorn d'una estela. Pasmens, de sistèmas son estats descubèrts a l'entorn de pulsars ò de nanas brunas. La màger part contèn unicament una planeta mai aquò es probablament liat ai limits dei mejans de deteccion utilizats. L'origina dei planetas identificadas a l'entorn de nanas brunas sembla similara a aquela dei planetas observadas a l'entorn d'estelas. En revènge, la preséncia de planetas a l'entorn de pulsars es encara mau explicada[2].
Formacion e evolucion modificar
Segon lo modèl actuau, lei sistèmas planetaris se formarián a partir dau disc protoplanetari qu'apareis durant lo procès de formacion deis estelas. D'efiech, durant la fasa d'afondrament gravitacionau d'un nívol molecular, una partida de la matèria intra en orbita a l'entorn de l'estela en formacion. Per acrecion, es susceptible de formar d'objèctes que demòran en orbita e pòdon se reorganizar per formar un sistèma planetari.
La formacion de planetas sembla tanben influenciada per lo tipe espectrau de l'estela. Ansin, leis estelas amb una metallicitat auta an de probabilitats pus autas de formar e de retenir de sistèmas planetaris. De mai, lei planetas descubèrtas a l'entorn d'aqueleis estelas semblan pus massisas. Leis estelas de classa O semblan aver d'efiechs fòrça negatius sus la formacion de planetas en causa de sa temperatura extrèma (fenomèn de fotoevaporacion).
Zòna abitabla modificar
La zòna abitabla es la region d'un sistèma planetari susceptibla d'assostar una exoplaneta contenent d'aiga sota forma liquida e d'ofrir de condicions favorablas a l'emergéncia de la vida. Sa talha varia segon lei caracteristicas de l'estela. Es pus alunchada dins lei sistèmas centrats sus una estela lusenta e, au contrari, pòu èsser fòrça raprochada a l'entorn d'estelas feblas coma lei nanas rojas.
Metòdes de deteccion modificar
La recèrca de sistèmas planetaris es un trabalh complèx car lei planetas emeton pas de lutz e son sovent escondudas dins lo lume de son estela. Lei metòdes de deteccion son donc sovent indirèctas e fondadas sus la mesura de sa preséncia sus lor estela.
Velocitat radiala modificar
Lo metòde de la velocitat radiala es basat sus l'estudi de l'espèctre luminós de l'estela. D'efiech, lei movements d'un astre son influenciats e la preséncia d'una planeta orbitant a son entorn pòu entraïnar un escart periodic de posicion. La mesura de la velocitat radiala de l'estela, gràcias a l'efiech Doppler-Fizeau permet alora d'obtenir d'informacions sus la posicion de l'orbita e la massa de la planeta.
Aqueu metòde es eficaç per leis objèctes aguent de velocitats radialas autas. Permet donc sovent de trobar de planetas gigantas situadas a proximitat de son estela. Uei, es a l'origina de la màger part dei descubèrtas d'exoplanetas.
Transit astronomic modificar
Aquela tecnica es basada sus l'estudi de la luminositat de l'estela. D'efiech, lo passatge d'un objècte entre l'estela e la Tèrra entraïna de variacions de luminositat. S'aquelei variacions son periodicas, la preséncia d'una planeta es probabla. Lo metòde permet tanben d'estudiar l'atmosfèra deis exoplanetas.
Aquela mesura es teoricament aisada mai lei resultats son sovent febles car lei transits astronomics son rars. Per exemple, dins lo Sistèma Solar onte lei condicions d'observacion son fòrça favorablas, solament quauquei transits de Mercuri ò de Vènus son observables cada sègle. Lo metòde dau transit astronomic es donc subretot utilizat per obtenir d'informacions complementaris sus de sistèmas ja detectats.
Astrometria modificar
La deteccion per astrometria es basada sus la deteccion dei perturbacions angularas de la trajectòria d'una estela. Pasmens, dins leis ans 2010, la precision deis instruments astronomics èra encara tròp limitada per generalizar aqueu metòde. Lo desvolopament d'interferomètres gigants podriá remediar a aqueu problema.
Microlentilha gravitacionala modificar
Aqueu metòde es fondat sus la distorsion de la lutz engendrada per una estela quand es alinhada amb una fònt luminosa luechenca (una autra estela, una autra galaxia...). La preséncia d'una planeta modifica leugierament la distorsion prevista. Aqueu metòde permet de mesurar la preséncia d'objèctes de massa febla.
Observacion dirècta modificar
L'observacion dirècta d'exoplanetas es, a l'ora d'ara, limitada car necessita l'utilizacion de telescòpis poderós e d'opticas adaptativas. Lo metòde es donc generalament utilizat per observar d'objèctes ja identificats e obtenir mai de detalhs. Pasmens, permetèt la descubèrta d'una planeta amb lo VLT en 2005.
Annèxas modificar
Liames intèrnes modificar
Bibliografia modificar
- (fr) Meredith MagGregor, « Voir naître des systèmes planétaires », Pour la science, n° 516, octòbre de 2020, pp. 54-61.
Nòtas e referéncias modificar
- ↑ D'efiech, s'una planeta foguèt ben identificada a l'entorn de l'estela de Barnard en 2018, Peter van de Kamp aviá pas lei mejans necessaris per lei detectar.
- ↑ Doas teorias principalas existisson. Segon la premiera, son lei rèstas rocassós de planetas destruchas per la supernova de l'estela. Segon la segonda, son de planetas novèlas formadas a partir de la matèria ejectada per la supernova.