Premiers indices de la formation de planètes autour d’une étoile dévoilés par ALMA

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Écriture : Mathilde Gaudel
Relecture scientifique :
Maud Galametz et Nicolas Dagoneau
Relecture de forme :
Éloïse Thomas et Eléonore Pérès

Temps de lecture : environ 11 minutes.
Thématiques : Physique (Astronomie & Astrophysique)

Publication originale : ALMA Partnership, et al., The 2014 ALMA long baseline campaign: first results from high angular resolution observations toward the HL Tau region. The Astrophysical Journal Letters, 2015. DOI : 10.1088/2041-8205/808/1/L3

Depuis les années 90, les astronomes ont découvert plus de 4 700 planètes en dehors du Système Solaire. Comment toutes ces planètes se forment-elles ? Pour comprendre leurs conditions de formation, les astronomes de la collaboration internationale ALMA ont obtenu une image du disque de poussière entourant la jeune étoile en formation HL Tauri. Ils y ont découvert une surprenante succession d’anneaux sombres et lumineux. Les anneaux sombres indiqueraient la présence de planètes géantes en formation : ce sont les premiers indices de la formation de planètes dans un disque.

Comment les planètes se forment-elles ?

Dans les années 90, deux équipes d’astronomes ont détecté des exoplanètes, c’est-à-dire des planètes situées en dehors de notre Système Solaire : une qui tourne autour d’une étoile en fin de vie [1] et une autour d’une étoile similaire à notre Soleil [2]. Depuis, le nombre d’exoplanètes découvertes a explosé : on en recense pas moins de 4 700 aujourd’hui [3]. Ces exoplanètes présentent une grande variété de taille, de masse et sont situées à différentes distances de leur étoile : cela met en évidence que des planètes se forment dans des conditions très différentes de celles qui ont abouti à notre Système Solaire.

Pour mieux comprendre comment les planètes se forment, les astronomes ont observé l’environnement entourant les étoiles en formation, jusqu’à quelques années-lumière de distance, ce qui représente plus de 20 000 milliards de km [*]. Depuis les années 80, de nombreuses études ont détecté la présence de disques composés de gaz et de poussières dans ces quelques années-lumière autour de ces étoiles naissantes (Figure 1). Ces observations ont validé l’idée selon laquelle les planètes se forment dans ces disques.

La formation des planètes débute très tôt dans la vie d’une étoile. En effet, les planètes se forment alors que l’étoile poursuit sa croissance en captant progressivement une grande partie de la matière du disque [**]. Dans le même temps, les petits grains de poussière, qui font de quelques nanomètres à quelques micromètres de diamètre [***], grossissent jusqu’à former des planètes de plusieurs milliers de kilomètres de diamètre (Figure 1). À la fin de ce processus qui dure plusieurs millions d’années l’étoile a atteint sa masse d’étoile adulte (entre 0,5 et 2 fois la masse du Soleil) et a amorcé les réactions de fusion nucléaire, ce qui lui donne le statut officiel d’étoile comme le Soleil, et est également entourée de planètes.

Comme il est impossible de suivre en temps réel des grains en train de grossir au cours de la vie d’un disque à cause des échelles temporelles (plusieurs millions d’années) et spatiales (du nanomètre au milliers de kilomètres), les astronomes ont développé des modèles théoriques pour comprendre comment les grains grossissent. Il est apparu que, lorsque les planètes en formation font quelques mètres de diamètre, leur masse est suffisante pour attirer vers elles les grains et le gaz qui se trouvent autour, leur permettant ainsi de continuer leur croissance. En captant ainsi le gaz et la poussière, les planètes en formation « nettoient » leur environnement et créent des sillons en tournant autour de l’étoile centrale (Figure 1). Ces sillons creusés dans le disque pourraient donc permettre d’identifier de nombreux systèmes planétaires en formation.

Afin de vérifier la justesse de ces modèles et de retracer le processus de formation d’une planète, des observations des premières étapes de la formation planétaire dans les disques sont nécessaires.

Figure 1. Vue d’artiste d’un disque entourant une étoile. On y voit l’étoile brillante au centre et des planètes nouvellement formées qui se déplacent autour en captant la poussière et le gaz, créant ainsi des sillons sur leur chemin. Crédit : National Science Foundation, A. Khan

Comment observer les disques entourant les jeunes étoiles ?

Pour étudier les disques, les astronomes utilisent la lumière qu’émet le disque lui-même. La jeune étoile centrale émet de la lumière qui chauffe la poussière contenue dans le disque qui l’entoure. Or, tout corps chaud émet de la lumière. Cette lumière, qui traverse l’espace et arrive sur la Terre, est utilisée comme une signature qui apporte des renseignements sur sa structure. Cependant, elle ne peut pas être directement observée à l’œil nu car les objets sont trop lointains et la perception de l’œil humain est très limitée. En effet, notre œil n’est capable de percevoir que le domaine dit du visible, c’est-à-dire le domaine qui réunit les couleurs de l’arc-en-ciel, du violet au rouge (Figure 2). Cependant, la lumière émet dans de nombreux autres domaines que l’on utilise dans notre vie quotidienne sans l’appeler lumière : les ondes radio pour le wifi, les téléphones portables et la radio, les micro-ondes pour réchauffer nos plats, les rayons X pour la radiographie corporelle et les rayons infrarouges (Figures 2 et 3). Pour ce dernier domaine, regarder une maison avec une caméra infrarouge permet de repérer les fuites de chaleur pour en améliorer l’isolation par exemple.

Figure 2. Les différents domaines composant la lumière en fonction de leur fréquence.

Les astronomes peuvent observer les disques de poussière en captant la lumière dans un autre domaine de longueur d’ondes que celui dit du visible. En effet, un corps chaud émet de la lumière dans différents domaines selon sa température. Par exemple, du métal chauffé à blanc émet de la lumière visible et infrarouge alors que le corps humain à 37 °C n’émet que dans l’infrarouge (Figure 2). Les disques chauffés, quant à eux, émettent de la lumière dans les domaines de l’infrarouge et de la radio.

Cependant, observer certains rayons lumineux depuis la surface terrestre est impossible à cause de l’atmosphère entourant la Terre qui absorbe une grande partie des domaines de la lumière (Figure 3). Si cela à l’avantage de nous protéger des rayons X et d’une grande partie des rayons UV émis par le Soleil qui sont dangereux pour l’être humain, cela ne facilite pas les observations astronomiques. Une partie du domaine radio n’est néanmoins pas arrêtée par l’atmosphère : les astronomes peuvent donc capter le rayonnement radio émis par les disques directement depuis la Terre en utilisant les détecteurs de lumière adéquats.

Figure 3. Taux d’absorption par l’atmosphère selon la fréquence des domaines de la lumière.

Le réseau d’antennes ALMA

Comme pour un appareil photo, le défi des observations astronomiques depuis le sol est de collecter suffisamment de lumière provenant des objets étudiés pour obtenir une image avec un bon contraste des zones les moins lumineuses, et d’avoir un grossissement suffisant afin de percevoir le maximum de détails sur l’image. Dans le domaine radio, le grossissement d’un télescope, aussi appelé résolution, dépend du diamètre de la coupole qui collecte la lumière. C’est pourquoi les télescopes qui observent actuellement dans le domaine radio sont souvent des antennes gigantesques, entre 15 et 100 mètres de diamètre, pour atteindre la meilleure résolution possible (Figure 4).

Figure 4. Photo aérienne du télescope Green Bank aux États-Unis. Cette antenne, qui fait 100 mètres de diamètre, est l’une des plus grandes antennes observant dans le domaine radio. Crédit : NRAO/GBO/CC BY 3.0

Pour atteindre des résolutions encore plus fines dans le domaine radio, il faudrait construire des télescopes de plus de 500 mètres de diamètre. La construction de tels instruments étant techniquement impossible actuellement, il est nécessaire d’utiliser des réseaux d’antennes. Il s’agit de plusieurs antennes, généralement mobiles grâce à des systèmes de transport (rails ou camions), dont la lumière collectée est combinée pour obtenir une seule et unique image. La résolution spatiale de l’image obtenue est alors similaire à celle qui serait obtenue avec un seul télescope de diamètre égal à la plus grande distance séparant les antennes du réseau (Figure 5).

Figure 5. Schéma du principe d’un réseau d’antennes. Dans ce schéma, le réseau est composé de 6 antennes. Les signaux collectées par chaque antenne sont combinés pour ne former qu’une seule et unique image. Les antennes sont généralement mobiles : la plus grande distance séparant les antennes du réseau définit la résolution spatiale, c’est-à-dire le grossissement de l’image. Plus la séparation entre les antennes est grande, plus la résolution spatiale de l’image sera fine.

ALMA (pour Atacama Large (sub-)Millimeter Array en anglais) [4] est actuellement l’un des plus grands réseaux d’antennes radio du monde. Sa construction a débuté en 2011 grâce à une collaboration entre l’Europe, l’Amérique du Nord, l’Asie de l’Est et le Chili. Cet observatoire est composé d’un vaste réseau de 66 antennes, chacune d’un diamètre compris entre 7 et 12 mètres (Figure 6). Pour obtenir les meilleures conditions d’observation, c’est-à-dire un air sec et une fine couche d’atmosphère, les antennes sont installées dans le désert d’Atacama dans le nord du Chili à plus de 5 000 mètres d’altitude. Des camions géants, de 20 mètres de longueur et 6 mètres de hauteur, prénommés Otto et Lore ont été spécialement construits pour déplacer les antennes et les séparer d’une distance pouvant varier de 15 mètres à 15 km : la résolution très fine ainsi obtenue est idéale pour imager la structure intérieure d’un disque de poussière entourant une jeune étoile en formation.

Figure 6. Photo aérienne de quelques antennes du réseau ALMA dans le désert d’Atacama au Chili. Crédit : ALMA(ESO/NAOJ/NRAO)/EFE/Ariel Marinkovic/CC BY 4.0

Première observation de la structure détaillée d’un disque

Afin de tenter de répondre aux questions encore sans réponse sur la formation des planètes, les chercheurs de la collaboration ALMA se sont intéressés à une jeune étoile en formation, nommée HL Tauri. Cette étoile en formation est très jeune comparée à notre Soleil : elle est âgée d’environ un million d’années alors que notre Soleil, lui, a déjà 4,5 milliards d’années. Depuis les années 90, cet objet a été très étudié car de nombreuses observations semblent déjà indiquer la présence d’un disque entourant la jeune étoile en formation. Cependant, jusqu’à présent, aucune des observations directes du disque n’avait la résolution nécessaire pour obtenir des images avec suffisamment de détails.

En 2014, les astronomes de la collaboration internationale ALMA ont observé cet objet et ainsi obtenu l’image la plus détaillée à ce jour de la structure du disque de poussière entourant HL Tauri. On peut voir apparaître sur la Figure 7 des sous-structures à l’intérieur du disque, se matérialisant par une alternance d’anneaux sombres et lumineux. Visuellement, on distingue 7 paires d’anneaux sombres et lumineux. Le disque étant environ trois fois plus grand que notre Système Solaire, la distance entre l’étoile et l’anneau sombre le plus proche de l’étoile, noté D1 sur la Figure 7, correspond à une distance comprise entre la distance de notre Soleil à Jupiter et la distance de notre Soleil à Saturne. Les anneaux sombres indiqueraient la présence de planètes géantes, comme Jupiter, Saturne, Uranus ou Neptune, en train de se former qui auraient « nettoyé » leur orbite de la poussière.

Figure 7. Image de la jeune étoile en formation HL Tauri et son disque obtenue par le réseau d’antennes ALMA. La numérotation des anneaux sombres, notés D pour dark en anglais, est annotée sur l’image. Crédit : ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/CC BY 4.0

Périodes de révolution des planètes

Si les anneaux sombres sont effectivement dus à la présence de planètes en train de se former, on peut s’intéresser aux périodes de révolution de celles-ci, c’est-à-dire au temps qu’elles mettent à faire le tour complet de la jeune étoile HL Tauri en suivant le tracé de leur anneau. En effet, les astronomes de la collaboration ALMA ont imaginé le système planétaire qui se cache dans le disque si on ne tient pas compte de la poussière qu’il reste dans les anneaux lumineux et en supposant que les planètes en formation sont de vraies planètes adultes.

Selon cette supposition, les orbites correspondant aux 4 premiers anneaux sombres, notés D1, D2, D3 et D4 dans la Figure 7, semblent être en résonance les uns avec les autres, c’est-à-dire que les planètes qui suivent ces orbites ont des périodes de révolution proportionnelles les unes par rapport aux autres. Ils suivent la proportion 1:4:6:8, c’est-à-dire que la planète en D1 effectue un seul tour autour de HL Tauri pendant que la planète en D2 en réalise quatre, celle en D3 six et celle en D4 huit.

Tous les systèmes planétaires détectés depuis les années 90 possèdent des périodes de révolution très différentes et certains sont loin d’être en résonance, mais plusieurs suivent ou sont proches de cette caractéristique. Par exemple, dans le Système solaire, la planète naine Pluton est en résonance 2:3 avec la planète Neptune, c’est-à-dire que Pluton effectue deux tours autour du Soleil pendant que Neptune en réalise trois. Cette caractéristique est donc un indice supplémentaire de la possible présence de planètes en formation dans le disque entourant la jeune étoile HL Tauri.

Premiers indices directs de la formation de planètes dans un disque

En conclusion, le réseau d’antennes ALMA a permis de réaliser la première image détaillée de la structure d’un disque entourant une jeune étoile en formation. L’image de la poussière contenue dans le disque autour de HL Tauri montre une surprenante succession d’anneaux sombres et lumineux. Les anneaux sombres suggèrent la présence de planètes en formation qui créent des sillons sur leur passage. Ces observations très détaillées de la structure de ces anneaux ouvrent une nouvelle ère dans l’étude des disques et permettent de faire un pas majeur dans la compréhension des conditions de formation des systèmes multi-planétaires, et d’éclairer ainsi l’origine de notre Système Solaire.

Pour confirmer la présence de planètes en formation autour de HL Tauri, l’observation du gaz à l’intérieur du disque est aussi nécessaire et pourrait être réalisée avec le réseau d’antennes ALMA. En effet, le disque est également composé d’une grande quantité de gaz, environ 100 fois plus que de poussière. Si les anneaux sombres dans la poussière du disque sont effectivement dû aux grains de poussière captés par les planètes en formation, ces dernières devraient également capter le gaz qui les entoure : les astronomes s’attendent donc à retrouver une morphologie montrant la même succession d’anneaux sombres et lumineux dans le gaz.

De telles observations du gaz et de la poussière dans des disques permettront à l’avenir d’identifier de nombreux systèmes planétaires en formation dans des disques, de mieux comprendre l’évolution de la structure des disques et d’expliquer la grande diversité de systèmes planétaires observée dans l’Univers.


[*] Par exemple, si l’on arrivait à voyager à la vitesse de la lumière, il nous faudrait 8 minutes pour atteindre le Soleil qui est à environ 150 millions de km de la Terre. En quelques années, la lumière peut donc parcourir une distance de plus de 20 000 milliards de km.

[**] Voir le papier mâché « Le mystère de la naissance des étoiles vu par le télescope spatial Herschel » pour en savoir plus sur la formation des étoiles.

[***] C’est la taille d’un virus ou d’une bactérie. En comparaison, les poussières que l’on trouve dans nos maisons sont d’environ 200 micromètres.


[1] Wolszczan A. & Frail D.A, A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257+12. Nature, 1992. DOI : 10.1038/355145a0

[2] Mayor M. & Queloz D., A Jupiter-mass companion to a solar-type star. Nature, 1995. DOI : 10.1038/378355a0

[3] Le site internet exoplanet.eu est une base de données qui regroupe le nombre et les caractéristiques des exoplanètes détectées jusqu’à présent.

[4] Pour plus d’informations, voir le site de l’observatoire ALMA (en anglais).


Écriture : Mathilde Gaudel
Relecture scientifique : Maud Galametz et Nicolas Dagoneau
Relecture de forme : Éloïse Thomas et Eléonore Pérès

Temps de lecture : environ 18 minutes.
Thématiques : Physique (Astronomie & Astrophysique)

Publication originale : ALMA Partnership, et al., The 2014 ALMA long baseline campaign: first results from high angular resolution observations toward the HL Tau region. The Astrophysical Journal Letters, 2015. DOI : 10.1088/2041-8205/808/1/L3

Crédit : ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/CC BY 4.0

Depuis les années 90, les astronomes ont découvert plus de 4 700 planètes en dehors du Système Solaire. Comment toutes ces planètes se forment-elles ? Pour comprendre leurs conditions de formation, les astronomes de la collaboration internationale ALMA ont obtenu une image du disque de poussière entourant la jeune étoile en formation HL Tauri. Ils y ont découvert une surprenante succession d’anneaux sombres et lumineux. Les anneaux sombres indiqueraient la présence de planètes géantes en formation : ce sont les premiers indices de la formation de planètes dans un disque.

Comment les planètes se forment-elles ?

Dans les années 90, deux équipes d’astronomes ont détecté les premières exoplanètes en orbite autour d’une étoile en fin de vie [1] et d’une étoile similaire au Soleil [2]. Ce furent les premiers indices de l’existence de systèmes planétaires en dehors du Système Solaire. Depuis, le nombre d’exoplanètes découvertes a explosé : on en recense pas moins de 4 700 aujourd’hui [3]. Ces exoplanètes présentent une grande variété de taille, de masse et sont situées à différentes distances de leur étoile : cela met en évidence que des planètes se forment dans des conditions très différentes de celles qui ont abouti à notre Système Solaire. Pour mieux comprendre comment les planètes se forment, les astronomes ont observé l’environnement entourant les étoiles en formation, jusqu’à quelques années-lumière de distance. Depuis les années 80, de nombreuses études ont détecté la présence de disques composés de gaz et de poussières autour ces étoiles naissantes. Ces observations ont alors validé l’idée selon laquelle les planètes se forment dans ces disques.

La formation des planètes débute très tôt dans la vie d’une étoile. En effet, les planètes se forment alors que l’étoile poursuit sa croissance en captant progressivement une grande partie de la matière du disque [*]. Dans le même temps, les petits grains de poussière, qui font de quelques nanomètres à quelques micromètres de diamètre [**], grossissent jusqu’à former des planètes de plusieurs milliers de kilomètres de diamètre (Figure 1). À la fin de ce processus qui dure plusieurs millions d’années, l’étoile a atteint sa masse d’étoile adulte et a amorcé les réactions de fusion nucléaire, ce qui lui donne le statut officiel d’étoile comme le Soleil, et est également entourée d’un système planétaire.

Figure 1. Vue d’artiste d’un disque entourant une étoile. On y voit des planètes nouvellement formées se déplacer autour de l’étoile centrale, captant la poussière et le gaz sur leur orbite. Crédit : National Science Foundation, A. Khan

Les astronomes ont développé de nombreux modèles théoriques pour comprendre les mécanismes physiques qui permettent aux grains de grossir. D’après ces modèles, les petits grains croissent du micromètre au millimètre en se coagulant et en s’entrechoquant. Les gros grains de quelques mètres, appelés planétésimaux, ont quant à eux une masse suffisante pour que leur gravitation attire les grains et le gaz tout autour d’eux jusqu’à former des proto-planètes de quelques kilomètres. En captant ainsi le gaz et la poussière, les planétésimaux « nettoient » leur environnement et créent des sillons le long de leur orbite : ils redessineraient donc leur disque parent (Figure 1).

Cependant, les modèles théoriques n’arrivent pas à expliquer comment les petits grains deviennent des planétésimaux. En effet, les grains de taille intermédiaire, c’est-à-dire de taille comprise entre le millimètre et le mètre, sont assez gros pour ne plus se mélanger au gaz qui compose le disque et qui est en orbite autour de l’étoile. La friction du gaz sur les grains affecterait leur vitesse de rotation autour de l’étoile : les grains ralentiraient et migreraient progressivement vers l’étoile en formation qui finirait par les capter. Cette dérive vers l’étoile est plus rapide que le temps que mettent les grains pour grossir suffisamment afin de former des planétésimaux. Selon ces modèles théoriques, les grains ne peuvent donc pas subsister dans le disque au-delà du mètre pour former des planètes. 

Afin de retracer le processus de formation d’une planète et trouver une solution à ces problèmes théoriques, des observations des premières étapes de la formation planétaire dans les disques sont nécessaires.

Comment observer la poussière des disques entourant les jeunes étoiles ?

Les disques entourant les jeunes étoiles en formation sont masqués par les nuages denses de gaz et de poussière dans lesquels ils sont enfouis : ils sont donc invisibles dans le domaine du visible, c’est-à-dire aux longueurs d’onde que notre œil est capable de percevoir. Les astronomes peuvent cependant observer leur contenu en poussière en captant la lumière dans un autre domaine de longueur d’onde. 

La jeune étoile centrale émet de la lumière qui chauffe la poussière du disque. Or, tout corps avec une certaine température émet de la lumière qui suit une distribution dont l’énergie dépend de la longueur d’onde (Figure 2). Le profil de cette distribution d’énergie, de manière similaire à ceux de la Figure 2, dépend de la température du corps qui émet la lumière : plus un corps est chaud, plus sa distribution atteint son maximum dans les petites longueurs d’onde. Or, la poussière du disque reste froide (10-30 kelvin) en comparaison avec des étoiles comme notre Soleil (quelques millions de kelvin). L’énergie lumineuse de la poussière est donc maximale dans les domaines de l’infrarouge et de la radio (50 µm-0,8 mm). Observer les rayons lumineux en radio depuis la surface terrestre est possible car l’atmosphère y est transparente : les astronomes utilisent donc des télescopes au sol pour observer le ciel dans ce domaine.

Figure 2. Distribution de l’énergie lumineuse (= densité spectrale d’énergie) théorique d’une étoile en fonction de la longueur d’onde. Le maximum de la distribution d’énergie lumineuse dépend de la température du corps. Plus un corps est chaud, plus sa distribution atteint son maximum dans les petites longueurs d’onde. Dans cette figure, les longueurs d’onde correspondent aux domaines de l’ultraviolet (<400 nm), du visible (400-800 nm) et de l’infrarouge proche (800-2 000 nm). Il est à noter que la poussière dans les disques est très froide en comparaison avec les étoiles comme notre Soleil, leur maximum d’émission est donc à des longueurs d’onde plus grandes, dans les domaines infrarouge et radio (50 µm-0,8 mm). Crédit : Lelivrescolaire.fr/CC BY-NC-SA

L’interféromètre ALMA

Le défi des observations astronomiques au sol est de collecter suffisamment de lumière provenant des objets étudiés tout en obtenant une résolution spatiale suffisante. Les astronomes appellent résolution spatiale la capacité d’un télescope à distinguer la lumière provenant de deux sources proches l’une de l’autre et à obtenir une image détaillée de l’intérieur d’une structure, comme un disque de poussière. Pour un rayonnement d’une longueur d’onde donnée, la résolution spatiale d’un télescope ne dépend que du diamètre du miroir qui collecte la lumière. Pour atteindre une résolution spatiale maximale, les télescopes qui observent actuellement dans le domaine radio sont souvent des antennes gigantesques, entre 15 et 100 mètres de diamètre (Figure 3).

Figure 3. Photo aérienne du télescope Green Bank aux États-Unis. Cette antenne, qui fait 100 mètres de diamètre, est l’une des plus grandes antennes observant dans le domaine radio. Crédit : NRAO/GBO/CC BY 3.0

Pour atteindre des résolutions spatiales encore plus fines dans le domaine radio, il faudrait construire des télescopes de plus de 500 m de diamètre. La construction de tels instruments étant techniquement impossible actuellement, il est nécessaire d’utiliser des réseaux d’antennes appelés interféromètres. Il s’agit de plusieurs antennes, généralement mobiles, dont les signaux collectés sont combinés pour obtenir une image unique (Figure 4). La résolution spatiale de l’image obtenue est alors similaire à celle qui serait obtenue avec un seul télescope de diamètre égal à la plus grande distance séparant les antennes de l’interféromètre.

Figure 4. Schéma du principe d’un interféromètre. Dans ce schéma, l’interféromètre est composé de 6 antennes en réseau. Les signaux collectées par chaque antenne sont combinés pour ne former qu’une seule et unique image. Les antennes sont généralement mobiles : la plus grande distance séparant les antennes de l’interféromètre définit la résolution spatiale de l’image. Plus la séparation entre les antennes est grande, plus la résolution spatiale de l’image sera fine.

ALMA (pour Atacama Large (sub-)Millimeter Array en anglais) [4] est actuellement l’un des plus grands interféromètres radio du monde. Sa construction a débuté en 2011 grâce à une collaboration entre l’Europe, l’Amérique du Nord, l’Asie de l’Est et le Chili. Cet observatoire est composé d’un vaste réseau de 66 antennes, chacune d’un diamètre compris entre 7 et 12 m (Figure 5). Pour obtenir les meilleures conditions d’observation, c’est-à-dire avec un air sec et une couche atmosphérique faible, les antennes sont installées dans le désert d’Atacama dans le nord du Chili à plus de 5 000 m d’altitude. Un système de transport permet de déplacer les antennes et de faire varier leur distance entre 15 m à 15 km : la résolution spatiale très fine ainsi obtenue est idéale pour imager la structure intérieure d’un disque de poussière entourant une jeune étoile en formation.

Figure 5. Photo aérienne de quelques antennes du réseau ALMA dans le désert d’Atacama au Chili. Crédit : ALMA(ESO/NAOJ/NRAO)/EFE/Ariel Marinkovic/CC BY 4.0

Première observation de la structure détaillée d’un disque

Afin de tenter de répondre aux questions encore sans réponse sur la formation des planètes, les chercheurs de la collaboration ALMA se sont intéressés à la jeune étoile en formation HL Tauri âgée d’environ un million d’années [***] et située à environ 450 années-lumière de la Terre, dans la constellation du Taureau. Depuis les années 90, cet objet a été très étudié car de nombreuses observations semblent déjà indiquer la présence d’un disque entourant la jeune étoile en formation. De plus, cette source est visible quasiment de face depuis la Terre : elle présente un angle de 46° par rapport au plan du ciel (Figure 6). Cependant, jusqu’à présent, aucune des observations directes du disque n’avait la résolution spatiale nécessaire pour étudier la structure interne du disque.

En 2014, les astronomes de la collaboration internationale ALMA ont observé cet objet à différentes longueurs d’onde et ainsi obtenu les images les plus détaillées à ce jour de la morphologie du disque de poussière entourant HL Tauri. On voit apparaître sur la Figure 6 des sous-structures à l’intérieur du disque se matérialisant par une alternance d’anneaux concentriques sombres et lumineux. Le disque étant environ trois fois plus grand que notre Système Solaire, l’anneau sombre le plus proche de l’étoile correspond à une orbite comprise entre celle de Jupiter et Saturne. Les anneaux sombres indiqueraient la présence de planètes géantes en formation qui auraient nettoyé leur orbite de la poussière. Cependant, les astronomes restent prudents sur cette interprétation car d’autres processus physiques encore mal compris pourraient être à l’origine de la formation de tels anneaux dans le disque. Pour confirmer ou infirmer l’hypothèse de la présence de planètes en formation, les astronomes de la collaboration d’ALMA ont exploré les propriétés de ces anneaux.

Figure 6. Image de la jeune étoile en formation HL Tauri et son disque obtenue par l’interféromètre ALMA à différentes longueurs d’onde (2,9 mm, 1,3 mm et 0,87 mm). L’échelle de couleur montre l’intensité de l’émission des poussières contenues dans le disque : on y voit apparaître une alternance d’anneaux concentriques sombres et lumineux. Le centre du disque, c’est-à-dire l’endroit où l’intensité est maximale, correspond à la position de la jeune étoile centrale HL Tauri. L’image montre un champ de vue de 42 milliards de km autour de HL Tauri. © Image tirée de la publication originale avec l’aimable autorisation de l’un des auteurs et de l’éditeur.

Propriétés des anneaux

Une inspection visuelle de l’image permet d’identifier 7 paires d’anneaux sombres et lumineux (Figure 7a). Pour déterminer leurs caractéristiques, les chercheurs ont défini un certain nombre de points à distance égale le long de chaque anneau. Ces points ont ensuite été modélisés par des orbites circulaires. Seulement 4 paires d’anneaux sur les 7 voient plus de la moitié de leurs points correctement modélisés par une trajectoire circulaire (Figure 7a). Cependant, le centre des orbites de ces 4 paires d’anneaux ne correspond pas à la position centrale de la jeune étoile. Les astronomes de la collaboration d’ALMA observent même une tendance : plus le rayon de l’anneau est grand, plus le centre de son orbite à tendance à être éloigné de la position centrale de la jeune étoile.

Le fait que les centres des anneaux soient décalés par rapport à la position centrale de la jeune étoile fournit une indication sur le fait que les anneaux ne sont pas circulaires comme supposés par les chercheurs : ils possèdent une certaine excentricité. Cette excentricité est communément observée dans de nombreux systèmes planétaires et dans le Système Solaire où les planètes possèdent des trajectoires elliptiques. 

De plus, les observations semblent indiquer que l’excentricité des orbites augmente à mesure que l’on s’éloigne du centre du système. Ce phénomène a également été observé dans certains systèmes planétaires en dehors du Système Solaire [5].

Figure 7. Caractéristiques physiques des anneaux. Panel a : numérotation des anneaux lumineux et sombres, notés respectivement B pour bright et D pour dark en anglais, sur l’image du disque HL Tauri. Cette image est une image composite où des observations à différentes longueurs d’onde (1,3 mm et 0,87 mm) de la poussière dans le disque ont été assemblées (Figure 6). Le disque est présenté ici comme si l’observateur le voyait de face depuis la Terre. La position (0, 0) montre la position de l’intensité maximale de l’émission des poussières, supposée correspondre à la position de la jeune étoile centrale HL Tauri. Les anneaux correctement ajustés par une trajectoire circulaire sont étiquetés sur l’axe horizontal avec des lignes pleines pour les anneaux lumineux et en tirets pour les anneaux sombres. Les anneaux moins distincts sont étiquetés sur l’axe vertical avec des lignes pointillées. Panel b : évolution de l’intensité dans le disque en fonction du rayon. Panel c : évolution de l’indice spectral dans le disque en fonction du rayon (voir la définition dans les paragraphes suivants). La région en gris délimite l’erreur sur la mesure de l’indice spectral. Dans les panels (b) et (c), les emplacements des anneaux correctement ajustés par une trajectoire circulaire sont indiqués avec des lignes pleines pour les anneaux lumineux et en tirets pour les anneaux sombres. © Image tirée de la publication originale avec l’aimable autorisation de l’un des auteurs et de l’éditeur.

Périodes de révolution et résonance orbitale

Si les anneaux sombres sont effectivement dus à la présence de planètes en train de se former, on peut s’intéresser aux périodes de révolution de celles-ci, c’est-à-dire au temps qu’elles mettraient pour faire le tour complet de la jeune étoile HL Tauri sur leur orbite si les proto-planètes étaient de vraies planètes adultes en interactions les unes avec les autres et avec l’étoile centrale. Les astronomes de la collaboration d’ALMA ont en effet imaginé le système planétaire qui se cacherait dans le disque si on enlevait la poussière qu’il reste actuellement dans les anneaux lumineux.

Selon cette supposition, les orbites correspondant aux 4 premiers anneaux sombres, notés D1, D2, D3 et D4 dans la Figure 7a, semblent être en résonance les uns avec les autres, c’est-à-dire que les planètes qui suivent ces orbites ont des périodes de révolution proportionnelles les unes par rapport aux autres. Ils suivent la proportion 1:4:6:8, c’est-à-dire que la planète en D1 effectue une seule révolution autour de HL Tauri pendant que la planète en D2 en réalise quatre, celle en D3 six et celle en D4 huit.

Tous les systèmes planétaires détectés depuis les années 90 possèdent des périodes de révolution très différentes et certains sont loin d’être en résonance orbitale, mais plusieurs suivent ou sont proches de cette caractéristique. Par exemple, dans le Système Solaire, la planète naine Pluton est en résonance 2:3 avec la planète Neptune, c’est-à-dire que Pluton effectue deux révolutions autour du Soleil pendant que Neptune en réalise trois. Du point de vue des modèles théoriques, les interactions gravitationnelles entre les planètes en formation dans le disque parent peuvent conduire à des systèmes planétaires en résonance orbitale. Cette caractéristique est donc un indice supplémentaire de la possible présence de planètes en formation dans le disque entourant la jeune étoile HL Tauri.

Présence de poussière dans les anneaux

Les observations montrent qu’il reste de la poussière à l’intérieur des anneaux sombres. Une coupe horizontale de l’intensité dans le disque met en évidence des creux en intensité dans les anneaux sombres, comparé à l’intensité des anneaux lumineux voisins (Figure 7b). Cependant, l’intensité n’est pas totalement nulle comme attendu dans des anneaux entièrement nettoyés de leur poussière. Deux hypothèses peuvent expliquer ce phénomène : 

  • les planètes en formation seraient encore en train de grossir en nettoyant progressivement la poussière de leur orbite ;
  • ou les fluctuations en intensité seraient dues au fait que la poussière chauffée par la jeune étoile centrale qui se trouve à l’intérieur des anneaux sombres ne transmet pas la lumière comme celle à l’intérieur des anneaux lumineux. 

Grâce aux différentes longueurs d’onde couvertes par les observations ALMA, les astronomes ont pu déterminer la quantité d’énergie lumineuse émise par chaque anneau en fonction de la longueur d’onde observée. La distribution est ensuite reproduite au mieux en utilisant une courbe en loi de puissance. L’indice de la loi de puissance ainsi obtenu, appelé indice spectral, permet d’exprimer la variation de l’énergie lumineuse en fonction de la longueur d’onde. La Figure 7c montre l’évolution de l’indice spectral dans le disque en fonction du rayon. Cette coupe met en évidence que chaque anneau sombre correspond à un maximum local de l’indice spectral, avec des valeurs comprises entre 2,3 et 3,5 tandis que chaque anneau lumineux correspond à un minimum local avec des valeurs autour de 2.

L’indice spectral permet de déterminer la nature des grains présents dans les anneaux. Cependant, certaines valeurs d’indices spectraux obtenus ne sont physiquement pas explicables, cela signifie qu’une grande partie de la lumière est absorbée par la poussière présente dans les anneaux. En effet, les grains de poussière chauffés par la jeune étoile en formation émettent de la lumière, qui peut être ensuite en partie ou totalement absorbée par les autres grains environnant si la couche de poussière est dense. Pour un milieu optiquement épais, c’est-à-dire un milieu qui absorbe une partie ou la totalité du rayonnement, l’indice spectral attendu est égal à 2. Les anneaux lumineux sont donc optiquement épais : les chercheurs ne peuvent rien déduire sur la nature des grains qui les composent. Les anneaux sombres, quant à eux, ont un indice spectral entre 2,3 et 3,5, valeurs physiquement explicables qui indiqueraient une croissance des grains de poussière chauffés à l’intérieur de ces anneaux. Cette conclusion n’est possible qu’en faisant l’hypothèse que les anneaux sombres sont totalement transparents, c’est-à-dire que la lumière des grains n’est pas absorbée. Si c’est le cas, l’indice spectral donne donc une indication de plus que des planétésimaux seraient en train de grandir à l’intérieur des anneaux sombres.

Premiers indices directs de la formation de planètes dans un disque

En conclusion, l’interféromètre ALMA a permis de réaliser la première image détaillée de la structure interne d’un disque entourant une jeune étoile en formation. L’image de la poussière du disque autour de HL Tauri montre une surprenante succession d’anneaux sombres et lumineux. Plusieurs caractéristiques de ces anneaux, comme leur excentricité, la résonance de leur orbite et la possible croissance des grains à l’intérieur des anneaux sombres suggèrent que les anneaux sombres seraient des sillons résultant du processus de formation des planètes. Ces observations très détaillées de la structure et de la composition potentielle des anneaux ouvrent une nouvelle ère dans l’étude des disques et permettent de faire un pas majeur dans la compréhension des conditions de formation des systèmes multi-planétaires, et d’éclairer ainsi l’origine de notre Système Solaire.

Pour confirmer la présence de planètes en formation autour de HL Tauri, l’observation du gaz à l’intérieur du disque est aussi nécessaire et pourrait être réalisée avec l’interféromètre ALMA. En effet, le disque est également composé d’une grande quantité de gaz, environ 100 fois plus que de poussière. Si les anneaux sombres dans la poussière du disque sont effectivement dus à la gravitation des planètes en formation, la gravitation devrait également créer des sillons dans le gaz : les astronomes s’attendent donc à retrouver une morphologie montrant la même succession d’anneaux sombres et lumineux dans le gaz.

De telles observations du gaz et de la poussière dans des disques permettront à l’avenir d’identifier de nombreux systèmes planétaires en formation dans des disques et éventuellement de mieux comprendre comment les grains grossissent pour former les planètes. Ces observations permettent d’apporter des images instantanées de différents systèmes en donnant de précieuses informations sur le lieu où se situe le gaz, la poussière et les planètes en train de se former. Cependant, les observations seules ne suffisent pas : à cause des échelles temporelles et spatiales en jeu, il est impossible de suivre en temps réel des grains en train de grossir au cours de la vie d’un disque. En couplant les observations aux modèles théoriques, les chercheurs pourront construire l’évolution de la structure des disques et expliquer la grande diversité de systèmes planétaires observée dans l’Univers.


[*] Voir le papier mâché « Le mystère de la naissance des étoiles vu par le télescope spatial Herschel » pour en savoir plus sur la formation des étoiles.

[**] En comparaison, les poussières que l’on trouve dans nos maisons sont d’environ 200 micromètres.

[***] En comparaison, notre Soleil est âgé de 4,5 milliards d’années.


[1] Wolszczan A. & Frail D.A, A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257+12. Nature, 1992. DOI : 10.1038/355145a0

[2] Mayor M. & Queloz D., A Jupiter-mass companion to a solar-type star. Nature, 1995. DOI : 10.1038/378355a0

[3] Le site internet exoplanet.eu est une base de données qui regroupe le nombre et les caractéristiques des exoplanètes détectées jusqu’à présent.

[4] Pour plus d’informations, voir le site de l’observatoire ALMA (en anglais).

[5] Shen Y. & Turner E., On the eccentricity distribution of exoplanets from radial velocity surveys. The Astrophysical Journal, 2008. DOI : 10.1086/590548. Cette étude sur les excentricités des trajectoires des exoplanètes a été réalisée sur le catalogue de 172 exoplanètes publié dans Butler R., et al., Catalog of Nearby Exoplanets. The Astrophysical Journal, 2006. DOI : 10.1086/504701


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