Planète extrasolar

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Se dénomme planète extrasolar ou exoplaneta à une planète qu'orbita une étoile différente au Soleil et que, par tellement, n'appartient pas au Système Solaire. En 1995 Michel Majeur et Didier Queloz ont découvert moyennant des méthodes de dépistage indirects la première planète extrasolar orbitando une étoile dans la séquence principale.^[2] se sont Dès lors arrivé en rythme croissant les découvertes de nouvelles planètes. Jusqu'à décembre de 2009 ils se sont découvert 344 systèmes planétaires qui contiennent un total de 406 corps planétaires. Quarante-deux de ces systèmes ils sont multiple et 19 de ces planètes ils sont par dessus des 13  M_J (1 M_J est la masse de Jupiter) par ce que très ils probablement soient naines marron.^[3]

D'accord avec l'actuelle définition de "planète", une planète doit orbitar une étoile.^[4] Pourtant, s'envisage possible l'existence de corps planétaires ne liés à la gravité d'aucune étoile. Tels corps auraient été expulsés du système dans lequel ils s'ont formés et dans la littérature scientifique se les dénomme fréquemment comme planètes errantes ou planètes interestelares et ne sont pas objet d'étude à présent article.

La plupart de planètes extrasolares connus sont géants gaseosos égal ou plus massifs que la planète Jupiter, avec des orbites très proches à sa étoile et des périodes orbitales très courts, aussi connus comme Júpiteres chauds. Ceci se croit il est un résultat des méthodes actuels de dépistage, que trouvent plus facilement planètes de ce type que planètes terrestres plus petits. Avec tout, exoplanetas comparables au à nous commencent à être détectés, conforme les capacités de dépistage et le temps d'étude augmentent. L'exoplaneta connu plus semblable au Terroir en masse et position orbital est Gliese 581 c, découvert en 2007 et dont la masse équivaut à quelques 5 fois la masse du Terroir, et duquel il se présume il serait une planète terrestre grande. Les experts croient que cette planète est dans la zone de habitabilité de Gliese 581, et que pourrait avoir de l'eau liquide dans sa surface. Le premier système extrasolar découvert avec plus de une planète a été Upsilon Andromedae. Bien que les connaissances actuelles ont mis à 55 Cancri comme l'étoile avec plus de planètes connues (5 jusqu'à novembre de 2007).

Histoire

[[j'Archive:Première photo planète extrasolar CELA.jpg|thumb|260px|Première image directe confirmée d'une planète extrasolar. La prise, reproduite ici en faux couleur, a été saisie en le infrarrojo par le Very Large Telescope. Le corps central (bleu) est la naine marron 2M1207, il a un collègue de masse planétaire (rouge), 2M1207b.]] Aleksander Wolszczan, Un astronome polonais a annoncé en 1992 la découverte de 3 objets sub-estelares de basse masse orbitando le púlsar PSR 1257+12. Ceux-ci ont été les premières planètes extrasolares découverts et l'annonce a été toute une surprise. Il se croit que ces planètes s'ont formés des restes de l'explosion de supernova qu'a produit le púlsar.

Les premières planètes extrasolares autour d'étoiles de la séquence principale ont été découverts dans le décennie de 1990, dans une dure compétition entre équipes suisses et nord-américaines. La première planète extrasolar a été annoncé par Michel Majeur et Didier Queloz, du groupe suisse, le 6 octobre 1995]]. L'étoile principale était 51 Pegasi et s'a donné en appeler à la planète 51 Pegasi b. Quelques mois plus tard l'équipe américaine, dominé par Geoffrey Marcy de la Université de Californie a annoncé la découverte de 2 nouvelles planètes. La course par trouver nouvelles planètes n'avait pas fait plus que commencer. Nombreux annonces en presse et télévision ont divulgué quelqu'uns de ces découvertes, envisagés dans son ensemble comme une des révolutions de l'astronomía à la fin du siècle XX.

Dans l'actualité ils existent des nombreux projets des agences spatiales NASA et CELLE-LÀ en développant missions capables de détecter et caractériser l'abondance de planètes, ainsi que de détecter planètes de type terrestre (le premier découvert jusqu'à aujourd'hui: Gliese 876 d). Les deux missions plus importantes jusqu'au moment sont la mission européenne Corot,et la mission nord-américaine Kepler, toutes les deux en utilisant le système de transits. L'ambitieuse mission Darwin/TPF, prévue pour une date posterior au 2014, sera capable d'analyser les atmosphères de ces planètes terrestres, en ayant la capacité de détecter vie extraterrestre moyennant la analyse espectral de ces atmosphères. Ces données permettront aborder statistiquement des questions profondes comme l'abondance de systèmes planétaires apparences au à nous, ou le type d'étoiles dans lesquels est plus facile qu'ils se forment des planètes.

Méthodes de dépistage

Vitesses radiales

Une étoile (au centre) et une planète en tournant autour du centre de masse mutuel. Ce mouvement estelar est detectable par le méthode de vitesses radiales.

Ce méthode se base sur le Effet Doppler. La planète, à l'orbitar l'étoile centrale, exerce aussi une force gravitacional sur celle-ci de sorte que l'étoile tourne sur le centre de masse commune du système. Les oscillations de l'étoile peuvent se détecter moyennant des légers changements dans les lignes espectrales selon l'étoile se rapproche à nous (corrimiento vers le bleu) ou s'éloigne (corrimiento au rouge). Ce méthode a été le plus réussi dans la recherche de nouvelles planètes, mais il seulement est efficace dans les planètes géantes plus proches à l'étoile principale, par ce que seulement peut détecter une légère fraction des planètes existantes.

Astrometría

Étant donné que l'étoile tourne sur le centre de masse se peut essayer enregistrer les variations de position et l'osciller de l'étoile. Malgré le fait que ces variations sont très petites, l'astrometría a permis trouver une planète extrasolar en 2009, dénommé VB 10b.

Transits

il Consiste à remarquer fotométricamente l'étoile et détecter des subtils changements dans l'intensité de sa lumière lorsqu'une planète orbita par devant elle. Le méthode de transits, joins avec le de la vitesse radial, peuvent s'utiliser pour caractériser mieux l'atmosphère d'une planète, comme dans les cas de HD209458b et les planètes OGLE-TR-40 et OGLE-TR-10. Ce méthode, de même que le de la vitesse radial, trouve de forme plus performantes planètes de grand volume, mais il a l'avantage de que la proximité de la planète à l'étoile n'est pas remarquable, par ce que le spectre de planètes qui peut il détecter augmente considérablement. Les avances technologiques en fotometría ont permis que la sonde Kepler, jetée en 2009, ayez sensibilité suffisante comme pour détecter planètes de la taille du terroir, fait qui s'attend qu'il arrive au terme de sa mission, à la fin de 2012.

Microlentes gravitacionales

L'effet de lentille gravitacional arrive lorsque les champs de gravité de la planète et l'étoile agissent pour augmenter ou focaliser la lumière d'une étoile distante. Pour que le méthode fonctionnez, les trois objets doivent être presque parfaitement alignés. Le principal défaut de ce méthode est que les possibles dépistages ne sont pas repetibles par ce que la planète ainsi découvert devrait être étudié additionnellement par quelqu'un des méthodes antérieurs.

Perturbations gravitacionales en des disques de poussière

En des étoiles jeunes avec des disques circumestelares de poussière à son autour est possible détecter des irrégularités dans la distribution de matériel dans le disque circumestelar occasionnées par l'interaction gravitatoria avec une planète. Il s'agit d'un mécanisme similaire à celui que il agit dans le cas des satellites bergers de le Saturne. Il a de cette manière été possible inferir la présence de 3 planètes orbitando l'étoile Beta pictoris et d'une autre planète orbitando l'étoile Fomalhaut (HD 216956). En des étoiles encore plus jeunes la présence d'une planète géante en formation il serait detectable à partir du creux de matériel gaseoso que laisserait dans le disque d'acrecimiento.

Dépistage visuel direct

Depuis le principe, obtenir des images/tu photographies des planètes extrasolares a été un des buts les plus souhaités de la recherche exoplanetaria. Les photographies il déjà soit de lumière visible ou infrarrojas pourraient révéler beaucoup de plus information sur une planète que n'importe quelle autre technicienne connue. Pourtant ceci a révélé être beaucoup plus difficile techniquement que n'importe qui des autres techniciennes disponibles. Les raisons de ceci sont diverse, mais entre les principales, il se trouve la différence entre l'éclat de les lances et le de les planètes. Dans le spectre de la lumière visible, une étoile promedio est des milliers de millions de fois plus brillante que n'importe qui de ses hypothétiques planètes, et jusqu'à fait peu aucun détecteur il pouvait identifier les planètes à partir de l'éclat estelar.

La première photographie d'une possible planète extrasolar est une photographie infrarroja prise à la naine marron 2M1207 par le Very Large Telescope en 2004. Le corps photographié (2M1207b), est une jeune planète de grande masse (4 masses jovianas) orbitado à 40 UA de l'étoile 2M1207. Cette planète est à quelques 2500 degrés Kelvin de température, en raison de sa récente formation, calculée en environ 10 millions d'ans. Les experts envisagent que 2M1207 et 2M1207b sont un exemple atípico, donc dans ce système, l'étoile et la planète sont loin (40 fois la distance du Terroir au Soleil) et tous les deux émettent des quantités comparables de radiation infrarroja, donc l'étoile est une naine marron, et la planète est encore très cálido, et par tellement, toutes les deux sont clairement visibles dans la photographie. Pourtant, planètes d'âge et orbites comparables à la terrestre sont encore impossibles de détecter.

Caractéristiques physiciennes

Pendant les premiers ans de découvertes de planètes extrasolares la plupart de ceux-ci ils étaient des systèmes peculiares avec des périodes orbitales petits et orbites excentriques très proches à l'étoile centrale. Le méthode des vitesses radiales avantageait la découverte de planètes géantes très proches à son étoile centrale, quelqu'uns d'ils en des orbites plus petites que l'orbite de Mercure. Ces planètes s'appellent parfois Jupíteres chaudes. Dans les derniers ans les astronomes ont pu refinar ses méthodes en trouvant systèmes planétaires plus semblés au à nous. Pourtant, une fraction importante des systèmes planétaires possède des planètes géantes en des orbites petites, très différentes à notre système solaire. Le dépistage de planètes type terrestre demeure en dehors des capacités technologiques actuelles. Dans tout cas toutes les planètes extrasolares détectés jusqu'à aujourd'hui sont géants gaseosos, ses masses sont grandes, comparables à la de Jupiter bien que typiquement plus massifs. Ils se sont récemment découvert des nouveaux candidats planétaires avec des masses de quelques 15 fois la masse terrestre, c'est-à-dire, comparables à Neptune.

Les objets les plus massifs et proches à l'étoile principale ont revolucionado les théories sur formation planétaire. Il existe un vrai consensus sur la formation de ces planètes en des orbites plus externes et sa migration temprana vers les orbites intérieures. Cette migration est déterminée par l'interaction gravitatoria avec le disque circumestelar de matériel dans lequel se forme la planète. Dans cet alinéa semble y avoir une certaine relation entre la metalicidad de l'étoile centrale et la présence de planètes.

La planète extrasolar duquel se connaissent plus de données il reçoit le nom de HD209458b, provisoirement appelé Osiris. Il s'agit d'une planète de type Jupiter chaud avec la masse d'un géant gaseoso mais orbitando très près son étoile principale. La planète passe par devant son étoile périodiquement en offrant transits avec lesquels s'est pu obtenir une majeure information sur son orbite, taille et atmosphère.

Classement de Sudarsky pour des planètes géantes

Le système de classement de Sudarsky est un système théorique de classement pour predecir l'apparence de planètes extrasolares gaseosos géantes sur la base de ses températures. Il a été décrit par le scientifique David Sudarsky dans le document Albédo and Reflection Spectra of Extrasolar Giant Planets et élargi sur un autre article appelé Theoretical Spectra and Atmospheres of Extrasolar Giant Planets.^[5]

Les planètes géantes de gaz se divisent en cinq classes, en usant nombres romanos. Le système assume que la composition gaseosa des atmosphères des planètes est similaire aux de Jupiter. Mais en général, la composition chimique de planètes extrasolares ne se connaît pas, et faire les observations nécessaires pour déterminer cette condition requise précise de méthodes plus devancés de dépistage. Selon le classement de Sudarsky, dans notre système solaire existent deux planètes qu'ils peuvent se trouver appartenantes à la classe I, le Saturne et Jupiter .

L'apparition de planètes qu'ils ne sont pas géantes gaseosos ne peuvent pas être predichos par le système de Sudarsky, par exemple, planètes terrestres comme le Terroir et Ogle-2005-BLG-390L b (5,5 masses terrestres), ou les géants de gel comme l'Uranus (14 masses terrestres) et Neptune (17 masses terrestres).

Classe I: Nuages d'Amoniaco

Les planètes de cette classe ont une apparence dominée par les nuages de amoníaco. Ces planètes se trouvent dans l'extérieur des régions d'un système planétaire dans laquelle ils existent à des températures inférieures à quelques 150 degrés Kelvin (-120 degrés Celsius/-190 degrés Fahrenheit). Les prévisions de l'albédo dans une planète de classe I que celle-ci autour d'une étoile comme le Soleil il est d'environ 0.57, en comparaison avec une valeur de 0.343 pour Jupiter, et 0.342 de le Saturne. La différence peut être partiellement expliquées par l'en ayant en compte le déséquilibre avec les condensados de tolina ou fósforo, que sont responsables des nuages de couleurs dans l'atmosphère joviana, et ne cette modelada dans les calculs de Sudarsky.

Les températures de la classe I sont de planètes froides ou bien de planètes que se séparent l'assez pendant sa perihelio quant à son étoile comme pour obtenir certaines températures.

Classe II: Nuages d'eau

Planètes dans la classe II sont demasiados chauds comme pour former nuages de amoniaco: au lieu de cela ses nuages ils sont composées par vapeur d'eau. Dans ce type de planètes ils s'attendent des températures qu'ils oscillent autour des 250 degrés Kelvin. Les nuages d'eau sont plus reflexivas que les nuages d'amoníaco, et le albédo de Bond predice que l'éclat d'une planète de classe II autour d'une étoile soit d'autour de 0,81. Malgré le fait que les nuages en cette planète seraient similaires aux du Terroir, ces atmosphères ils encore consistent principalement de hidrogeno seul, molécules riches en hidrógeno et metano.

Le rang des températures dans ce classement est un peu d'ample. Il y a des planètes qu'ils peuvent avoir des zones dans l'atmosphère (en particulière les pôles) qu'ils sont encore le suffisamment froides pour loger nuages de amoníaco. Par les contraires planètes très calidos peuvent avoir une apparence jaunâtre par condensados de composés sulfurosos et aussi peuvent même avoir des nuages de acide sulfúrico. Ces planètes (à différence des autres deux) il se croit qu'ils sont plus similaires au Vénus que au Terroir, et souvent sont classées comme “Jóvianos Azufrosos”. Il se croit que ces planètes seulement ont des nuages sulfurosas dans les capes supérieures et dans les capes inférieures se conservent même des nuages d'eau, par ce que ce type de planète seule est une "subclase" des planètes de type II.

Les possibles planètes de classe II, que figurent dans le document original de Sudarsky, comprennent: 47 Ursae Majoris b et Upsilon Andromedae d. La planète HD 28185 b en raison de son orbite circulaire autour du centre de son étoile dans une zone habitable se lui envisage comme le prototype idéal pour cette classe de planètes. Iota Horologii b Et Gamma Cephei Ab sont les planètes les plus connues du type "Jovianos Azufrosos".

Classe III: Dégagées

Planètes avec des températures entre quelques 350 degrés Kelvin (170 ° F, 80 ° C) et 800 degrés Kelvin (980 ° F, 530 ° C) ne se peuvent pas former des couvertures de nuages de quelque type, puisqu'il manque un il apporte adapté de produits chimiques dans l'atmosphères comme pour former nuages. Ces planètes se montrent comme des gigantesques sphères de couleur bleue en raison de la dispersion de Rayleigh et à l'absorption de metano dans ses atmosphères. En raison de la faute d'une cape reflectante de nuages, l'albédo est bas, d'autour de 0.12 d'éclat pour la classe III autour de son étoile. Ils existent en des régions dans l'intérieur d'un système planétaire similaires aux distances que correspondent environ à l'emplacement de Mercure quant à notre Soleil.

Exoplanetas Que figurent dans le document de Sudarsky comme des planètes de classe III sont Gliese 876 b et Upsilon Andromedae c.

Classe IV: Métaux alcalinos

Par dessus des 900 degrés Kelvin (630 ° C/1160 ° F), le monóxido de carbone se convertit dans la principale molécule porteuse de carbone dans l'atmosphère de ces planètes (au lieu de metano). En plus, l'abondance de métaux alcalinos, comme le sodium augmentent sustancialmente, et les lignes espectrales du sodium et potassium dominent sur le spectre de la planète. Ces planètes forment des nuages couverts de fer et silicates en dessous du reste des nuages de ses atmosferas, mais ceci n'affecte pas le spectre de la planète. Le albédo de Bond des planètes de la classe IV autour de son étoile se prévoit qu'il soit très basse, environ autour de 0.03, en raison de la forte absorption de métaux alcalinos. Planètes des classes IV et V se dénomment Jovianos Chauds.

Classe V: Nuages de silicate

Ils sont les géants de gaz plus chauds, avec des températures supérieures à 1400 degrés Kelvin (2100 ° F, 1100 ° C), estan couverts de nuages de silicate et de fer, et se prévoit qu'ils se trouvent très en dessus dans l'atmosphère. Les prévisions de l'albédo de Bond d'une planète de la classe V autour de son étoile sont de 0.55, ceci grâce à la réflexion de la couverture de nuages. À des dites températures, ces planètes ont un éclat rouge par la radiation thermique. En raison de ceci dernier les étoiles avec une grandeur visuelle de 4.50 ou majeure dans notre ciel, selon cette théorie, les planètes ils doivent être visibles à nos instruments. Exemples de telles planètes pourraient être 51 Pegasi b. Mais à cette dernière prédiction lui est allé mauvais. Tau Boötis Ab Avec 1621 degrés Kelvin de la classe V de température, le scientifique Leigh a trouvé que son albédo ne peut être supérieur à 0.39. Upsilon Andromedae b Et que la planète HD 149026 b s'ont découverts plus obscurs de l'attendu, comme HD 209458 b, qu'accueille un obscur halo de nuage ou cauda dans la couverture supérieure sombreando l'estratosfera.

Table ils résument

Voyez-vous aussi

• PSR B1620-26c
• HD209458b (Osiris)
• 51 Pegasi b
• Disque circumestelar
• Liste de planètes extrasolares

Références

Tu raccordes externes

• Extrasolares - Astronoo
• Extrasolares
• L'encyclopédie des planètes extrasolares
• Californie & Carnegie Planet Search (en anglais)
• Atlas des planètes extrasolares de Planet Quest (espagnol)
• ExoPlanetas.com

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