În astronomie , un sistem planetar este un sistem format din planete , precum și diverse corpuri cerești inerte , cum ar fi asteroizii și cometele , care orbitează o stea . Sistemul solar este un exemplu de sistem planetar. Prin extensie și în mod necorespunzător, termenul „sistem solar” este uneori folosit pentru a se referi la alte sisteme planetare.
Primul sistem planetar descoperit în jurul unei stele de tip solar în afara Sistemului Solar (sistemul extrasolar planetar sau sistemul exoplanetar ) este cel al stelei 51 Pegasi în 1995. De atunci, sute de planete extra-solare au fost descoperiri.
Înainte de secolul al XVI- lea , teoria geocentrică este explicația dominantă a modei lumii occidentale. În secolul al XVI- lea, Giordano Bruno , un susținător al teoriei heliocentrice , propune o teorie conform căreia stelele, precum Soarele , sunt însoțite de planete.
În secolul al XVIII- lea, Isaac Newton a făcut același lucru în generalul Scholium (în) , concluzia Principiei sale : „Și dacă stelele fixe sunt centre de sisteme similare, toate vor fi construite pe același concept și supuse dominației One . " .
Descoperiri ale creanțelor exoplanete sunt realizate din XIX - lea secol. Astfel, în 1855, căpitanul WS Jacob al Observatorului Madras a raportat anomalii observaționale referitoare la steaua binară 70 Ophiuchi , anomalii care au făcut prezența unui „corp planetar în acest sistem foarte probabil”. În anii 1890, Thomas JJ See de la Universitatea din Chicago și Observatorul Naval al Statelor Unite afirmă că anomaliile demonstrează existența unui corp întunecat în sistemul 70 Ophiuchi, cu o perioadă orbitală de 36 de ani în jur. Una dintre stele, deși Forest Ray Moulton pune la îndoială aceste afirmații ale lui See într-un articol publicat în 1999.
În anii 1950 și 1960, Peter van de Kamp de la Colegiul Swarthmore a revendicat descoperirea planetelor care orbitează steaua lui Barnard .
În zilele noastre, astronomii consideră, în general, că toate vechile rapoarte despre detectări sunt greșite.
În 1991, Andrew G. Lyne , M. Bailes și SL Shemar au anunțat descoperirea unei planete pulsare care orbitează PSR B1829-10 , folosind măsurarea unor mici variații ale periodicității pulsarilor (în) , care au permis calcularea parametrilor orbitali principali. a organismelor responsabile de aceste tulburări. Anunțul a primit pe scurt o atenție intensă, dar Lyne și echipa sa l-au retras în 1992, citând erori în abordarea lor.
Descoperirea primelor planete extrasolare ale unui alt sistem planetar decât cel din jurul Soarelui este anunțată pe 9 ianuarie 1992de Aleksander Wolszczan și Dale Frail într-o publicație Nature . Descoperirea acestor planete care înconjoară pulsarul PSR B1257 + 12 se face din observațiile făcute în septembrie 1990 de instalațiile radiotelescopului Arecibo .
6 octombrie 1995, Michel Mayor și Didier Queloz au anunțat descoperirea primei exoplanete care orbitează o stea de tip solar: 51 Pegasi , din observațiile pe care le-au făcut la observatorul Haute Provence cu metoda viteze radiale . Steaua gazdă este 51 de Pegasi , în constelația Pegas , la aproximativ 40 de ani lumină de Pământ .
Prima fotografie optică a unei exoplanete a fost publicată pe 13 noiembrie 2008în revista Science . Luată de telescopul spațial Hubble și procesată de echipa astronomului Paul Kalas , planeta are o masă probabil apropiată de cea a lui Jupiter . Poreclit Fomalhaut b , orbiteaza in jurul stelei Fomalhaut din constelația de pește de Sud (peștele austral) de aproximativ 25 de ani lumină . Fomalhaut b este îndepărtat de aproximativ zece ori distanța dintre Saturn și soare . Această descoperire este anunțată în același timp și în aceeași recenzie cu cea a echipei astronomului canadian Christian Marois cu privire la prima observare directă, la 129 de ani lumină, a unui întreg sistem solar compus din trei planete gigantice fotografiate în infraroșu în jurul stelei HR 8799 .
În general, un sistem planetar se dezvoltă în jurul unei stele. În unele cazuri, poate fi găsit în jurul unui pulsar , o pitică roșie sau o pitică maro . Marea majoritate a sistemelor planetare cunoscute până în prezent sunt formate dintr-o singură planetă.
Sistemele planetare s-ar forma în general în timpul nașterii stelelor . Astfel, prăbușirea gravitațională a unui nor molecular ar forma un disc protoplanetar care ar evolua ulterior într-un sistem planetar.
Acest scenariu de formare nu pare valabil în cazul planetelor pulsare, deoarece acestea din urmă sunt formate din superne și un sistem planetar nu ar putea supraviețui unei astfel de explozii. Planetele s-ar evapora, ar fi expulzate din orbita lor de masele de gaz provenite de la steaua care explodează sau ar scăpa din câmpul gravitațional al acestei stele centrale din cauza pierderii bruște a majorității masei acesteia. O ipoteză este că planetele pulsare ar putea fi create din discul de acumulare care înconjoară un pulsar.
Formarea sau nu a sistemelor planetare ar fi, de asemenea, legată de tipul spectral al unei stele. Astfel, stelele cu metalicitate ridicată sunt mai susceptibile de a forma și reține sistemele planetare, iar planetele lor tind să fie mai masive decât planetele care orbitează stele cu metalicitate scăzută. În plus, stelele asemănătoare Soarelui și având un sistem planetar ar fi predispuse să fie deficitare în litiu .
Observațiile de la telescopul spațial Spitzer indică faptul că formarea planetelor nu are loc în jurul altor stele din vecinătatea unei stele de clasa O din cauza evaporării foto .
Zona locuibilă , sau zona de locuință, este regiunea sistemului în care o exoplanetă poate conține apă sub formă lichidă și astfel poate oferi condiții favorabile apariției vieții. În general, pentru un sistem planetar cu o stea de dimensiunea Soarelui , această distanță este similară cu cea a Pământului , adică 1 unitate astronomică Dacă steaua centrală este mai mică și mai puțin luminoasă, această distanță va fi mai mică și vice versa.
La începutul anului 2011, se estimează că există în jur de cincizeci de planete potențial locuibile. Planeta terestră Gliese 581 g este considerat a fi cel mai exoplanetă potențial locuibile. În acest scop, într-un interviu cu Lisa-Joy Zgorski de la National Science Foundation , Steven Vogt declară „Nu sunt biolog și nici cineva care ar dori să joace acest rol la televizor. Dar, în opinia mea, având în vedere înclinația că viața trebuie să înflorească oriunde poate, aș spune că probabilitatea ca pe Gliese 581g să existe viață este de 100%. Nu am aproape nici o îndoială în legătură cu asta. " .
Pentru a descoperi sistemele planetare, este necesar să detectăm exoplanetele care orbitează în jurul stelei. Este foarte dificil să faci acest lucru într-un mod simplu, din mai multe motive:
Până la sfârșitul anilor 2000 , singurele metode de detectare erau metodele „indirecte”, deoarece nu detectau direct fotonii care veneau de pe planetă.
Această metodă se bazează pe studiul spectrului de lumină al stelei. Mișcările unei stele sunt influențate de prezența unei planete care orbitează în jurul ei, ceea ce determină o schimbare periodică a poziției sale. Acest lucru face posibilă determinarea vitezei radiale datorită efectului Doppler-Fizeau . În același mod ca și pentru binele spectroscopice , aceasta oferă informații despre poziția orbitei și a masei planetei.
Deoarece această metodă de detectare este mai eficientă pentru viteze radiale mari, exoplanetele astfel descoperite sunt în general foarte masive și situate foarte aproape de steaua lor.
Prin această metodă au fost detectate majoritatea planetelor extrasolare.
Această metodă de detectare se bazează pe studiul luminozității stelei. Într-adevăr, dacă variază periodic, acest lucru poate proveni din faptul că o planetă trece în fața ei și o ascunde parțial în timpul unui tranzit astronomic. Această metodă permite în același timp să studieze compoziția atmosferei planetei în tranzit.
Această metodă de detectare a fost propusă pentru prima dată în 1951 de Otto Struve de la Yerkes Observatory de la Universitatea din Chicago . Este disponibil din nou de două ori: în 1971 de Frank Rosenblatt de la Universitatea Cornell , apoi în 1980 de William Borucki de la Centrul de Cercetare Ames al NASA din California .
Deși variația luminozității unei stele este mai ușor de identificat decât variația vitezei sale radiale, această metodă nu este foarte eficientă în ceea ce privește cantitatea de planete detectată comparativ cu suma stelelor observate. Într-adevăr, acesta poate fi utilizat numai în cazul în care sistemul stelar observat este poziționat aproape lateral față de sistemul solar. Dacă luăm în considerare orientările aleatorii ale sistemelor planetare, probabilitatea geometrică de detectare prin această metodă este invers proporțională cu distanța dintre stea și planetă. Noi Estimăm că 5% din stelele cu o exoplanetă pot fi detectate cu această metodă. În plus, tranzitul astronomic poate fi un eveniment rar. Astfel, în sistemul solar, tranzitele lui Venus și Mercur pot fi observate doar uneori pe secol cel mult.
Metoda de detectare prin astrometrie se bazează pe detectarea perturbațiilor unghiulare în traiectoria unei stele. Deoarece aceste perturbații sunt limitate, precizia instrumentelor actuale nu este încă suficientă pentru a detecta un sistem planetar prin această metodă. Instalarea instrumentului de interferometrie Prima al telescopului foarte mare ar putea permite detectarea sistemelor planetare conform acestei metode.
Această metodă se bazează pe curbura luminii emise de o stea îndepărtată sau de un quasar , atunci când un obiect masiv se aliniază „suficient” la această sursă, fenomen numit „ lentilă gravitațională ”. Distorsiunea luminii se datorează câmpului gravitațional al obiectului lentilei, una dintre consecințele relativității generale , așa cum a fost descris de Albert Einstein în 1915 . Acest lucru are ca rezultat un efect de lentilă, formarea a două imagini distorsionate ale stelei îndepărtate sau chiar mai mult.
În cazul căutării exoplanetelor, planeta țintă, care orbitează steaua lentilei, oferă informații suplimentare, făcând posibilă determinarea masei și distanței acesteia față de stea. Vorbim despre un microlent pentru că planeta emite puțină sau deloc lumină.
Această tehnică face posibilă observarea stelelor chiar cu o masă relativ redusă, deoarece observațiile nu se bazează pe radiația primită.
Utilizarea combinată a sistemelor de corecție în timp real numite optică adaptivă și coronografie a făcut recent posibilă observarea unei exoplanete direct folosind VLT.
Eforturi uriașe sunt în prezent dedicate îmbunătățirii opticii adaptive, a coronografiei stelare și a tehnicilor de procesare a imaginilor, pentru a dezvolta imagini astronomice cu contrast foarte ridicat capabile să detecteze exoplanete de dimensiunea Pământului.
Începând cu 23 februarie 2017, au fost descoperite 2.688 de sisteme planetare, dintre care 603 sunt sisteme planetare multiple și conțin aproximativ 3.583 de planete.