Peut-on valablement construire des modèles de formation des systèmes planétaires d'après l'étude de notre seul système solaire? Une étape décisive a été franchie grâce aux techniques à haute résolution angulaire capables de sonder les systèmes planétaires en formation autour d’étoiles autres que notre Soleil.

En 2005, la grande réunion du JENAM (Joint European and National Astronomy Meeting) qui rassemble les astrophysiciens du monde entier se tenait à l’Université de Liège. Les astronomes Olivier Absil et Dimitri Mawet du groupe Astrophysique extragalactique et observations spatiales de l’ULg y présentent une synthèse sur les interféromètres utilisés en astrophysique et attirent ainsi l’attention des éditeurs de la revue Astronomy and Astrophysics Review. C’est la naissance d’un ambitieux projet rédactionnel qui vient de paraître (1) et dans lequel nos deux chercheurs liégeois font le point sur 10 ans d’observations des systèmes planétaires en formation au moyen des différentes techniques à haute résolution angulaire, telles que l’interférométrie ou la coronographie.

La résolution angulaire est la capacité que possède un instrument à distinguer deux objets qui apparaissent dans le ciel très proches l’un de l’autre. En effet, pour une même séparation physique, deux astres apparaîtront d’autant plus proches l’un de l’autre qu’ils sont éloignés de l’observateur. Ainsi, plus les sources astrophysiques sont lointaines et/ou petites, plus les instruments utilisés pour les observer doivent disposer d’un haut pouvoir de résolution angulaire. Les techniques permettant d’avoir accès à une haute résolution angulaire sont relativement récentes : elles n’ont commencé à fournir des résultats qu’au début des années 2000. Mais la moisson est déjà abondante…

Le système solaire, faute de mieux

Jusqu’à la fin des années nonante, notre Soleil avec son cortège de planètes était pratiquement l’unique système planétaire observé et observable. C’est donc sur lui que reposent les modèles théoriques de formation planétaire dont les bases physiques sont toujours acceptées aujourd’hui, en tout cas dans les grandes lignes : un système planétaire se forme autour d’une étoile jeune, dans un résidu de la nébuleuse protostellaire à l’origine de l’étoile. Par sa rotation sur lui-même, ce résidu de poussière et de gaz s’aplatit jusqu’à former un disque de densité suffisante pour permettre des collisions entre grains et ainsi leur agglomération. C’est la distance à l’étoile qui détermine le type de la planète formée : une planète qui se forme proche de son étoile sera petite et rocheuse, tandis que si elle est plus loin, elle sera géante et gazeuse. « Si ce modèle n’a pas pris une ride, précise Olivier Absil, il a cependant été affiné depuis le début des années 2000, grâce à la découverte de quelques centaines d’exoplanètes. Nous savons maintenant que les planètes ne restent pas forcément à l’endroit où elles ont été formées et peuvent migrer : une planète massive formée loin de son étoile peut s’en rapprocher (Jupiter chaud), et inversement. »

(1) Absil O., Mawet D., 2010. Formation and evolution of planetary systems : the impact of high angular resolution optical techniques, A & A Review 18, 317-382. DOI 10.1007/s00159-009-0028-y