Les exo-planètes découvertes jusqu’à présent sont pour un grand nombre en orbite très proche de leur étoile hôte. Ceci est simplement dû aux méthodes de détection utilisées pour les trouver : plus une planète est massive et proche de son étoile, plus elle est capable de l’influencer gravitationnellement. Elle provoque alors un léger mouvement de l’étoile qui peut être détecté par la méthode dite des vitesses radiales. De plus, une planète en orbite proche est aussi capable de bloquer une partie de la lumière de l’étoile lorsqu’elle passe entre nous et celle-ci, et peut alors être détectée par la méthode dite des transits. Dans le système solaire, la planète la plus proche du Soleil est Mercure (distance orbitale à un peu plus d’un tiers de la distance orbitale terrestre, soit environ 80 rayons solaires, ou encore 55 millions de kilomètres). Cependant, nous savons aujourd’hui qu’il existe des exoplanètes en orbite bien plus proches de leur étoile, à quelques rayons stellaires seulement (voir Figure 1), et par conséquent leurs révolution orbitale ne durent que quelques dizaines d’heures !
Figure 1 : Distribution des exoplanètes connues en fonction de leur masse et de leur rayon orbital. Le rayon orbital est normalisé au rayon de l’étoile hôte (par exemple, une étoile de type ‘F’ a typiquement un rayon de 1.5 à 3 fois plus grand qu’une étoile de type ‘M’), pour visualiser les échelles de distance dans le système. Chaque planète est colorée selon le type spectral de son étoile hôte (voir étoiles).
Ces planètes sont en orbite dans la couronne de leur étoile qui est dense et magnétisée. Le déplacement orbital génère de cette façon des perturbations magnéto-hydrodynamiques dans la couronne de l’étoile, qui convoient une puissance pouvant atteindre 1019-20W (soit l’équivalent d’un flare solaire moyen par seconde ! –voir FlarePredict–) et peuvent ainsi laisser des traces observables (voir Figure 2). Une connexion magnétique appelée aile d’Alfvén s’établit alors entre la planète et son étoile. À ces échanges énergétiques s’ajoute aussi un échange de moment cinétique qui peut accélérer la rotation de l’étoile (voir rotation), et faire chuter lentement la planète sur son étoile. Ce phénomène magnétique s’ajoute ainsi aux effets de marées (voir évolution orbitale) pour déterminer l’évolution orbitale des systèmes étoile-planète(s) sur des temps typiques d’une centaine de millions d’années à quelques milliards d’années.
Figure 2 : Connection magnétique entre une planète en orbite proche (sphère bleue) et son étoile hôte (sphère orange). Les lignes de champ magnétique du vent de l’étoile sont colorées par l’intensité du champ, celles qui sont connectées à la planète sont en gris. Les volumes colorés rouge/bleu tracent les ailes d’Alfvén à travers lesquelles le flux d’énergie se dirige vers l’étoile.
La connexion magnétique dépend de nombreux paramètres mal connus pour les exo-planètes : structure de la couronne et du vent de l’étoile hôte, composition de l’ionosphère de la planète (si elle en possède une), efficacité et topologie de la reconnexion magnétique entre la magnétosphère planétaire et la couronne de l’étoile, synchronicité de la rotation et de l’orbite planétaire, composition et éventuel échappement de l’atmosphère planétaire… Ces questions croisées nécessitent ainsi aujourd’hui de combiner des observations détaillées des systèmes exo-planétaires avec des modèles numériques avancés (que nous développons au LDEE, voir Figure 3, voir aussi vent), afin de mieux comprendre le zoo des exo-planètes dans notre univers et leur propension à abriter la vie.
Figure 3 : Simulations du vent d’étoiles hôtes d’exoplanètes en orbite proche, à gauche l’étoile HD 189733, et à droite Kepler 78 (l’orbite planétaire est indiquée par le cercle rouge). Le champ magnétique radial à la surface de l’étoile (en rouge et bleu) est déduit d’observations spectro-polarimétriques par la technique dite de l’imagerie Zeeman-Doppler (faites par nos collègues de l’IRAP et du LAM). A gauche, la surface transparente indique la distance à laquelle la vitesse du vent de l’étoile dépasse la vitesse alfvénique locale. On appelle cette surface la surface d’Alfvén.
