Kepler-36 montre que les systèmes planétaires sont moins prévisibles que prévu

Une collaboration avec Brandon Weigel

Au début de l’exoplanetologie, les astronomes ne connaissaient qu’un système multi-planètes: le système solaire. Ils ont eu des simulations et des modèles, bien sûr, mais tout au long des années 1990, la théorie derrière ces modèles était principalement basée sur notre propre système planétaire. Même sans aucun autre point de données, cependant, il semblait raisonnable de penser que la plupart des autres systèmes exoplanétaires étaient structurés comme le nôtre: un ensemble de planètes terrestres en orbite proche de l'étoile hôte, avec des planètes géantes semblables à celles de Jupiter et de Saturne en orbite plus éloignée.

Ce paradigme a commencé à s'effriter au milieu des années 90, lorsque la découverte de Jupiter 51 Pegasi b, très en vogue, a renversé la sagesse conventionnelle. Les géantes gazeuses ne devraient tout simplement pas orbiter aussi près de leurs stars hôtes! Lentement mais sûrement, nombre de nos hypothèses sur la structure des systèmes planétaires se sont révélées complètement fausses, à mesure que nous découvrons des contre-exemples aux idées reçues de longue date sur la formation de la planète.

Grâce au télescope spatial Kepler, nous connaissons des systèmes multi-monétaires tels que Kepler-62, qui possède cinq exoplanètes confirmées. Même ce système, cependant, n’est pas très mystérieux - comparé à d’autres que nous avons trouvés. Crédit image: NASA

Une des surprises les plus récentes tourne autour de l'étoile sous-géante Kepler-36. Ce n’est pas une planète, mais deux - des exoplanètes nommées Kepler-36b et Kepler-36c, avec des demi-axes majeurs de 0,115 UA et 0,128 UA. Cela signifie que les deux exoplanètes sont très rapprochées. Cela n’est pas très particulier en soi; Ce qui est bizarre, c’est que les deux planètes se ressemblent beaucoup, qu’elles proviennent de la même zone du disque protoplanétaire - mais ce n’est pas le cas. L'une est une planète terrestre dense, semblable à la Terre, tandis que l'autre est un mini-Neptune avec une enveloppe gazeuse d'hydrogène et d'hélium.

Alors, comment deux exoplanètes complètement différentes se forment-elles essentiellement au même endroit? C’est une bonne question - et sa réponse s’avère cruciale pour comprendre pourquoi les exoplanètes sont si diverses. Avec Brandon Weigel, cette semaine, je cherche à savoir pourquoi les systèmes planétaires de l’univers pourraient être plus variés que nous le pensions.

Trouver des systèmes multiplanétaires est difficile!

Kepler ne surveilla qu'une petite partie de la galaxie, mais découvrit toujours des milliers d'exoplanètes.

Au cours de sa mission de neuf ans, le télescope spatial Kepler a surveillé plus d’un demi-million d’étoiles près du Soleil. Kepler a utilisé la méthode de transit pour détecter les exoplanètes. Il cherchait de petits creux dans la luminosité d'une étoile. Si ces rechutes se reproduisaient régulièrement, il était évident qu'elles avaient été causées par une exoplanète en orbite passant entre Kepler et l'étoile. En général, combiner les données d'un candidat à une exoplanète est aussi simple que de rechercher des creux qui ont des périodes claires; vous voyez chaque jeu d'espaces entre les transits.

Pour les étoiles avec plusieurs exoplanètes en transit, les choses deviennent difficiles. Ces systèmes produisent généralement des courbes de lumière embrouillées qui peuvent facilement être confondues avec d'autres phénomènes, tels que les étoiles, ou les transits peuvent être complètement omis. Dans le cas de Kepler-36, il y avait un problème supplémentaire. Les deux exoplanètes étant assez proches l'une de l'autre, elles produisent des variations du temps de transit, ou TTV, des changements dans les durées attendues des transits causées par leur attraction gravitationnelle mutuelle.

Figure 1, Carter et al. 2012. La courbe de lumière brute produite par le télescope (en haut) semble pleine de creux aléatoires, mais il ya quelque chose de tout à fait non aléatoire au travail: deux exoplanètes en transit, Kepler-36b (en bas à gauche) et Kepler-36c (en bas à droite).

Au départ, l’algorithme de recherche utilisé par Kepler manquait complètement à Kepler-36b, qui produisait des creux aussi forts d’environ 17% de ceux causés par Kepler-36c. Un deuxième algorithme, qui prend en compte les TTV potentiels, l’a finalement capturé, révélant un système beaucoup plus riche que ne le pensaient les astronomes à l’origine (Carter et al. 2012). En fait, ces télévisions, loin d’être une menace, ont fini par être un trésor d’informations. En règle générale, les transits par une seule exoplanète ne donnent qu'une estimation de son rayon, mais les TTV permettent à l'équipe de modéliser les forces gravitationnelles entre les planètes pour différentes masses d'essai - et donc de calculer leurs masses réelles, ce qui fournit une fenêtre sur les exoplanètes. 'compositions.

Les observations initiales ont révélé des masses respectives de 4,45 et 8,08 masses terrestres pour Kepler-36b et Kepler-36c, respectivement, ainsi que des rayons correspondants de 1,486 et 3,679 rayons de la Terre. Un simple calcul révèle des densités de 7,46 grammes par centimètre cube - un peu plus denses que la Terre - et de 0,89 grammes par centimètre cube, ce qui est proche de Saturne. Les implications étaient claires: Kepler-36b est un monde rocheux avec un noyau riche en fer, tandis que Kepler-36c est riche en substances volatiles et conserve une atmosphère composée principalement d’hydrogène et d’hélium.

La figure 3, Carter et al. 2012. Le traçage des points de données sur un graphique masse-rayon montre que Kepler-36b, près du bas, est un monde rocheux, tandis que Kepler-36c, près du sommet, est gazeux.

C'était une surprise. Malgré une orbite autour de 0,01 UA l'un de l'autre, le monde intérieur était presque neuf fois plus dense que son compagnon extérieur. Les modèles traditionnels de formation des systèmes planétaires prévoient que ce genre de divergence immense devrait être impossible. Les deux exoplanètes devraient être assez similaires. Pourtant, les données racontaient une histoire différente.

Une solution primordiale pour un problème primordial

Les astronomes n’étaient pas complètement sidérés par le puzzle. Carter et al. a brièvement examiné deux solutions possibles au problème: la migration ou l’érosion atmosphérique. L’hypothèse de migration, développée à l’origine pour expliquer le placement inattendu de Jupiters chauds, suggère que les exoplanètes implantées dans des disques protoplanétaires peuvent se déplacer de façon spectaculaire des régions extérieures vers des orbites proches autour de l’étoile. Cela peut être déclenché par des interactions de marée avec le disque ou par des perturbations avec d'autres planètes. Dans ce scénario, Kepler-36c se serait formé loin, où il aurait accumulé des substances volatiles et une enveloppe substantielle d’hydrogène / hélium, avant d’être propulsé sur une orbite étroite autour de son étoile hôte.

Lopez & Fortney 2013 étaient intéressés à explorer la deuxième possibilité. Les protoplanètes de toutes formes et tailles peuvent créer de grandes enveloppes d'hydrogène et d'hélium au début de leur vie, mais les petites planètes de faible masse proches de leurs étoiles hôtes perdent souvent ces atmosphères, retenant ainsi des gaz lourds tels que l'oxygène et l'azote. Le rayonnement ultraviolet extrême (XUV) ionise le gaz dans la haute atmosphère et le réchauffe; Cet effet, appelé photoévaporation, est plus prononcé sur les molécules plus légères, telles que l'hydrogène et l'hélium, et les corps soumis à des flux XUV élevés ont tendance à perdre ces gaz assez rapidement.

Figure 2, Lopez & Fortney, 2013. Les astronomes ont effectué 6 000 simulations portant sur une gamme de masses centrales, de flux, de compositions et d'inerties thermiques afin d'expliquer le système Kepler-36.

Kepler-36b et Kepler-36c sont assez proches l'un de l'autre, cependant, et si la migration n'a pas eu lieu, ils auraient dû recevoir la même quantité de flux XUV. Qu'est-ce qui pourrait alors faire perdre la plus grande partie de son atmosphère? Lopez et Fortney ont suggéré qu'une condition initiale simple aurait pu être différente: la masse centrale. Il est possible que Kepler-36b ait commencé par être une protoplanète légèrement moins massive que sa voisine, ce qui signifie qu’elle avait une vitesse de sortie correspondante et qu’il était donc plus facile pour elle de perdre du gaz.

Les théoriciens ont décidé de tester cela. Ils ont simulé un grand nombre de modèles d'exoplanètes, couvrant un large éventail de masses et de compositions de base. Après avoir simulé des pertes photo-évaporatives sur 7 milliards d’années - l’âge du système -, ils ont découvert des paramètres reproduisant les propriétés dérivées des exoplanètes. Kepler-36b a commencé avec une masse centrale de 4,45 masses terrestres - à peu près la même que sa masse actuelle - et a perdu des quantités dramatiques d'hydrogène et d'hélium au cours des 100 premiers millions d'années. Après deux milliards d'années, son enveloppe hydrogène / hélium avait complètement disparu.

Figure 1, Lopez & Fortney 2013. Kepler-36b et Kepler-36c, bien qu'ayant commencé avec la même composition, ont évolué de manière complètement différente au cours des cent premiers millions d'années de leur formation.

Kepler-36c, en revanche, a conservé une partie importante de son enveloppe après avoir démarré avec une masse centrale de 7,4 masses terrestres. Il a également perdu de la masse grâce à la photo-évaporation, mais beaucoup plus lentement et de manière moins spectaculaire. Cela lui a permis de se retrouver comme un objet de type Neptune avec une atmosphère d’hydrogène / hélium, très différente de celle de son voisin. Même si les deux planètes avaient à l'origine la même composition (22% d'hydrogène et d'hélium), la différence de masse centrale suffisait à les envoyer sur deux chemins complètement différents.

Qu'est-ce que cela signifie pour l'exoplanetologie?

L’hypothèse de masse de base est extrêmement tentante. Si cela est vrai, cela signifie que le hasard dans les disques protoplanétaires peut naturellement façonner les systèmes de nombreuses façons différentes. Cela supprime le besoin de migration - processus délicat - pour expliquer ce type de différence de densité. Enfin, cela devrait être possible dans tout système protoplanétaire - ce qui est une chance, car le même contraste de densité étrange a été observé depuis dans d'autres paires d'exoplanètes (voir Kipping et al. 2014). Pour le moment, l'explication du système Kepler-36 pourrait être un favori.

Quel que soit le mécanisme à l'origine de cette étrange paire d'exoplanètes, ils montrent que des systèmes extrêmement variés d'exoplanètes peuvent exister. Je ne veux pas dire que n'importe quelle combinaison de masses, de compositions et d'orbites peut exister, mais nous devrions tout de même nous attendre à découvrir des systèmes exotiques qui ne seraient pas déplacés, par exemple, dans Star Wars. Il ne serait pas hors de question pour une espèce vivant dans la jungle de monter dans un vaisseau spatial et de se rendre dans un petit géant gazier à proximité dans quelques mois.

Toujours intéressé par le type de systèmes exotiques dont je parle? Brandon Weigel a écrit un article génial sur les exoplanètes que vous pourriez trouver - des mondes océaniques, des planètes en fer et bien plus encore. Vérifiez-le!