Propriétés des étoiles à planète

Directement en lien avec la formation des planètes extra-solaires, l’étude des propriétés des étoiles hôtes est en mesure de nous apporter d’importants indices quant aux mécanismes en jeu. Nombre de chercheurs se sont donc intéressés aux éventuelles corrélations entre la présence de planètes et les différentes propriétés stellaires, telle que leur composition chimique, leur masse, leur âge, leur activité chromosphérique ou encore leur vitesse de rotation.

La sur-métallicité des étoiles à planètes

C’est ainsi qu’une des premières corrélations fut révélée. La probabilité de trouver une planète extra-solaire s’avère en effet bien plus grande autour des étoiles riches en métaux (voir la Fig. 1.6). Et cet effet est apparu dès les premières découvertes, les planètes orbitant systématiquement autour d’étoiles sur-métalliques (plus riches en métaux que le Soleil) (p.e., Gonzalez 1997, 1998). La fia- bilité de ces résultats a été confirmée grâce à l’emploi de différentes techniques, spectroscopiques et photométriques, permettant de déterminer la métallicité des étoiles. De plus, il a été prouvé que l’excès de métallicité des étoiles à planète n’est pas un biais observationnel. En effet, on obtient un résultat identique en ne considérant que les planètes découvertes hors du cadre de programmes de recherche spécifiquement focalisés sur ce type d’étoiles (p.e., da Silva et al. 2006; Sato et al. 2005). Cet effet est très clair pour la majeure partie des planètes, qui rappelons-le sont des planètes géantes massives, autour d’une masse de Jupiter. Pour autant en isolant l’échantillon de planètes de plus faible masse (autour d’une masse de Neptune), cette corrélation s’atténue, voire même disparaît. Ce résultat était biaisé dans un premier temps, puisque les premiers objets ont été dé- tectés autour d’étoiles arborant déjà une planète plus massive (Santos et al. 2004; McArthur et al. 2004). Mais les découvertes successives nous ont confirmé qu’il n’existe pas de corrélation entre la métalicité des étoiles et la présence de planètes de faibles masses. Dans le cas de systèmes pos- sédant uniquement ces objets, le pic de distribution semble plutôt s’orienter vers des métallicités légèrement faibles. Ce résultat reste à nuancer tant que le nombre de ces objets n’est pas plus im- portant. Néanmoins cet effet est confirmé par de récentes études du modèle de formation basé sur l’accrétion autour d’un coeur. Ida & Lin (2005) and Benz (2006) ont montré que, selon ce modèle, la fraction relative des planètes dans le régime de masse de Neptune devrait être plus importante autour des étoiles quelque soit leur métallicité. Les planètes de faibles masses pourraient même exister préférentiellement autour d’étoiles pauvres en métaux (Benz 2006).

Afin de chiffrer cette corrélation, pour tout type de planètes, on estime qu’au moins 25% d’étoiles ayant une métallicité double de celle du Soleil ([Fe/H] >= 0.3), abrite une planète géante, et ce taux atteint moins de 5% pour des astres de métallicité solaire. Il apparaît alors clair que ce paramètre joue un rôle extrêmement important lors des processus de formation et d’évolu- tion des planètes géantes. C’est ce qu’ont, en tout cas, montré les découvertes réalisées jusque là. Notez que la corrélation observée entre la présence de planètes et la métallicité des étoiles n’im- plique pas nécessairement que les planètes géantes ne peuvent se former autour d’étoiles pauvres en métaux, mais que la probabilité qu’elles ont de se former semble bien plus faible. Si l’on es- saie d’ajuster cette distribution, une seule loi de puissance ne permet pas de reproduire l’allure de l’entière distribution de manière optimale. Cela reflète qu’il existe soit 2 régimes distincts, une distribution plate pour les faibles métallicités et une forte croissance de distribution aux valeurs hautes, soit plus simplement que l’allure aux faibles valeurs constitue la queue de distribution.

Une telle corrélation montre que la métallicité des étoiles semble avoir un fort impact sur les mécanismes en jeu dans la formation et l’évolution des planètes. Les modèles existants nécessitent la prise en compte d’un tel effet. Alors que l’efficacité de formation d’objets à partir du modèle

F. 1.6 – Fréquence des planètes découvertes en fonction de la métallicité de leur étoile-hôte.

d’instabilité n’est pas dépendante de la métallicité du disque et/ou de l’étoile, le modèle d’accrétion est quant à lui très lié à ce paramètre. En effet, plus la quantité de grain est accrue dans le disque, plus facile sera la formation des coeurs solides. Ceux-ci accrèteront par la suite le gaz contenu dans le disque, avant qu’il ne se dissipe. De fait un tel modèle favorise la formation de planètes géantes autour d’étoiles sur-métalliques, en accord avec la corrélation observée. Ida & Lin (2004); Kornet et al. (2005); Benz (2006) ont de plus montré qu’il est possible de prédire la distribution observée des métallicités des étoiles à planètes, grâce à ce modèle. Il est cependant nécessaire de préciser qu’on ne connaît pas avec exactitude l’influence de l’augmentation de métallicité sur le rapport de gaz et de poussières constituant le disque, ni son influence sur la formation et l’évolution de tels systèmes. La masse des disques, elle-même, et le temps de dissipation de celui-ci pour des étoiles de différentes métallicités, sont variables et difficilement estimables.

Si une telle prévision est faisable, il alors intéressant de se demander d’où provient l’excès d’éléments lourds (les métaux) afin de mieux cibler les régions d’étoiles (ou les étoiles elles- même) susceptibles de cacher une (ou plusieurs) planète(s). A cette question, principalement deux hypothèses tentent d’y répondre dans la littérature. Premièrement, cet excès pourrait avoir une origine externe à la formation de l’étoile, résultant de l’attraction de planètes en formation, riches en métaux, au coeur de son enveloppe convective. Un tel processus pourrait être directement in- duit par la formation planétaire au cours de la migration (voir chapitre 1.2.1) (Laughlin & Adams 1997; Gonzalez 1998; Laughlin 2000; Gonzalez et al. 2001; Smith et al. 2001; Murray & Chaboyer 2002). Des études ont été menées selon cette hypothèse, et il semblerait que cela ne puisse pas mo- difier significativement la teneur en éléments lourds de l’étoile (voir, p.e. Sandquist et al. 1998, 2002; Pinsonneault et al. 2001; Montalbán & Rebolo 2002; Santos et al. 2003). La deuxième hy- pothèse consiste à considérer que l’enrichissement en métaux du bulbe, reflétant très probablement a teneur en métaux du nuage de gaz et de poussières duquel sont issus l’étoile et le système pla-

Planètes en transit 19 nétaire apporterait de solides preuves quant à une origine interstellaire (Pinsonneault et al. 2001; Sadakane et al. 2002; Santos et al. 2003; Fischer & Valenti 2005). Pour autant, la question est loin d’être close, et d’autres cas de pollution peuvent aussi jouer un rôle important (Bazot et al. 2005). Toutes les corrélations éventuelles ont elles aussi été étudiées, comme celle par exemple liant la métallicité aux paramètres orbitaux (Gonzalez 1998; Queloz et al. 2000; Santos et al. 2003; Santos & Halbwachs 2006; Sozzetti 2004). Les résultats ne sont pas significatifs. Aucun élément ne permet de conclure sur une quelconque corrélation entre ces paramètres. Il serait cependant intéressant de reprendre ces analyses une fois la liste de planètes découvertes allongée, tout parti- culièrement lors de la découverte de systèmes similaires au système solaire, contenant des planètes de masse jovienne à longue période et en orbite circulaire.