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La Voie lactée s'est construite en absorbant au cours de son histoire des galaxies plus petites, dont les composants sont aujourd'hui mélangés à l'ensemble. Des vestiges de ces « briques élémentaires » subsistent cependant. Deux équipes d'astronomes viennent de montrer que certains amas globulaires – des groupes denses de milliers d'étoiles – sont peut-être de tels vestiges.

Les quelque 150 amas globulaires que compte notre Galaxie étaient jusqu'ici caractérisés par une population d'étoiles très dense et homogène tant par leur âge que par leur composition chimique. Omega du Centaure, le plus brillant et le plus massif des amas globulaires, était la seule exception connue : la concentration en fer de ses étoiles varie en effet de 1 à 30.

Ce n'est désormais plus un cas isolé. Jae-Woo Lee, de l'Université de Séoul, en Corée du Sud, et ses collègues, ont étudié l'abondance en calcium de 37 amas globulaires. Ils ont mis en évidence deux populations distinctes parmi les étoiles dites géantes rouges (des étoiles de type solaire en fin de vie) au sein de l'amas globulaire M22, différant par leur abondance en calcium (une étude précédente suggérait une variation interindividuelle de la concentration en fer de ces mêmes étoiles). Les astronomes auraient également détecté une variation plus ténue, mais significative, de l'abondance en calcium dans la moitié des amas observés ; cette dernière affirmation reste cependant à confirmer.

Dans le même temps, l'équipe de Francesco Ferraro, de l'Université de Bologne, en Italie, a montré que l'amas Terzan 5, dans la région du centre galactique, abrite des étoiles d'âges différents (de 12 à 6 milliards d'années), et dont la métallicité (la concentration en éléments lourds) varie d'un facteur trois.

Ces différences de composition stellaire au sein des amas nous éclairent sur l'histoire de la Voie lactée. En effet, les éléments lourds tels que le calcium ou le fer sont créés lors de l'explosion des étoiles les plus massives en supernova. Or la masse actuelle des amas observés ne leur permet pas de retenir ces éléments, éjectés à grande vitesse. Le fait que les éléments lourds soient restés confinés dans les amas et aient été réinjectés dans des étoiles de secondes génération, nées après l'explosion des étoiles massives, implique que la gravité, et donc la masse de ces amas, était plus importante par le passé. Cela indique également que ces amas ne se sont pas formés en une seule fois, comme c'est le cas pour les amas globulaire.

Diversité de l'âge et de la composition stellaire, masse initiale élevée : autant de caractéristiques qui rapprochent ces amas atypiques de petites galaxies, et qui suggèrent qu'ils sont les restes des satellites de la Voie lactée engloutis par le passé. L'amas globulaire extragalactique M54 a d'ailleurs été identifié il y a quelques années comme le vestige de la Galaxie naine du Sagittaire.

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En février 2009, le satellite CoRoT débusque une petite exoplanète autour d'une étoile nommée CoRoT-7, à 500 millions d'années-lumière de la Terre, dans la constellation de la Licorne. La planète, CoRoT-7b, attire l'attention des astronomes, car son transit (en passant devant l'étoile, elle atténue la luminosité de celle-ci) a révélé que son rayon est à peine deux fois plus grand que celui de la Terre ! Est-elle tellurique, c'est-à-dire rocheuse ? Pour le savoir, on doit connaître sa densité, et donc sa masse. C'est ce qu'a mesuré une équipe internationale incluant notamment l'Institut d'astrophysique de Paris et les Observatoires de Provence, de Paris et de la Côte d'Azur.

CoRoT-7 est une étoile de type solaire, âgée de 1,5 milliard d'années. CoRoT-7b est en orbite à seulement 2,5 millions de kilomètres de distance, soit 23 fois moins que la distance Mercure-Soleil. Pour déterminer la masse de la planète, les instruments doivent détecter de faibles variations périodiques du spectre de l'étoile (ces variations, résultant d'un effet Doppler, trahissent un mouvement circulaire de l'astre dû à l'interaction gravitationnelle avec une planète). Or c'est délicat avec le satellite CoRoT, car des taches stellaires, l'équivalent de taches solaires, brouillent un signal déjà faible. Le problème a été résolu avec l'instrument HARPS, un spectrographe à haute résolution installé sur le téléscope de l'ESO de 3,6 mètres de diamètre à l'Observatoire La Silla, au Chili.

HARPS a révélé que CoRoT-7b, avec cinq masses terrestres, est l'une des plus légères exoplanètes connues. Sa densité de 4,7, soit 85 pour cent de celle de la Terre (5,5), en fait une planète tellurique. Cependant, puisqu'elle est proche de son étoile, la température à sa surface est de l'ordre de 2 000 degrés : selon les modèles, elle serait couverte de roches en fusion ou de vapeur d'eau émanant d'océans en ébullition.

HARPS a également détecté une autre planète (CoRoT-7c), plus éloignée que CoRoT-7b. Son orbite est de 3 jours et 17 heures (contre environ 20 heures pour CoRoT-7b). Avec huit masses terrestres, c'est une super-Terre, mais l'absence de transit empêche de déterminer sa masse.

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À première vue, l'exoplanète WASP-18b est un banal « Jupiter chaud », une planète géante gazeuse en orbite serrée autour de son étoile, comme environ un cinquième des planètes extrasolaires connues. À ceci près qu'elle vit peut-être ses derniers instants.

WASP-18b, découverte par la méthode des transit par Coel Hellier, de l'Université Keele, en Grande Bretagne, et ses collègues du projet WASP (Wide Angle Search for Planets) affiche 10,3 masses de Jupiter et une période orbitale étonnamment courte : elle tourne autour de son étoile 0,94 jour ! C'est la première planète confirmée dont la période est de moins d'un jour. En conséquence, elle est quasiment collée à son étoile : le demi-grand axe de son orbite est de seulement 0,02 unité astronomique (la distance Terre-Soleil), soit trois millions de kilomètres.

Or cette proximité est dangereuse. À si petite distance, les forces de marées engendrées par l'attraction gravitationnelle mutuelle entre une étoile et sa planète sont intenses, d'autant que WASP-18b est massive. Les effets de marée provoqués par l'étoile sur la planète entraînent la synchronisation de la rotation propre de la planète avec sa période de révolution (elle présente alors toujours la même face à son étoile, comme la Lune vis-à-vis de la Terre). De surcroît, la planète exerce des forces de marées sur l'étoile, qui en est déformée : cela se traduit en retour par l'apparition d'un couple de torsion qui contraint in fine l'orbite de la planète à se resserrer en dessinant une spirale (à condition que la planète tourne plus vite autour de l'étoile que cette dernière ne tourne sur elle-même – 0,94 contre 5,6 jours dans le cas du Système WASP-18. À l'inverse, dans le cas de la Terre et de la Lune, cette dernière s'éloigne).

En résumé, sur la base de ce modèle d'interactions de marées entre une étoile et un Jupiter chaud très proche, les astronomes estiment que WASP-18b va se rapprocher inexorablement et finir par tomber sur son étoile d'ici un million d'années tout au plus.

Cependant, les observations indiquent que l'étoile hôte est âgée d'environ un milliard d'années. Les planètes se formant très peu de temps après leur étoile au sein du disque de poussière et de gaz initial, la planète WASP-18b serait elle aussi âgée d'un milliard d'années. En d'autres termes, WASP-18b vivrait en ce moment le dernier millième de son existence.

Observer une planète si proche de sa fin ressemble à un coup de chance. En effet, on pourrait penser que, étant donné que l'on connaît 320 exoplanètes, la probabilité d'observer une planète précisément dans les derniers instants de son existence n'est pas négligeable. Mais WASP-18b est quasiment la seule à la fois aussi proche de son étoile et aussi massive pour être condamnée avec certitude par les effets de marées, si bien que la probabilité d'observer une planète dans cette situation ne dépasse guère un sur mille.

Une explication alternative au simple hasard est que WASP-18b ne soit pas en fin de vie, mais qu'au contraire, elle se maintienne depuis longtemps sur son orbite serrée, en proie à des forces de marées intenses. Dans cette hypothèse C. Hellier et ses collègues ont calculé que, pour anihilier les effets de marées, l'efficacité de la dissipation de l'énergie de marées par l'étoile devait être plusieurs ordres de grandeur inférieurs à ceux mesurés dans cas du Soleil ou sur des couples d'étoiles binaires. Une faiblesse là encore peu probable…

D'autres mécanismes ont été proposés pour expliquer la durée de vie de la planète WASP-18b. Peut-être est-elle née et a-t-elle grandi beaucoup plus loin de son étoile que les Jupiters chauds classiques, avant de migrer au contact de l'étoile à la suite d'une interaction avec une autre planète. Ce scénario est cependant difficilement quantifiable.

Quoi qu'il en soit, les astronomes pourront peut-être trancher bientôt la question : si la planète WASP-18b s'est bien engagée sur une orbite en spirale sans retour, la période du transit pourrait diminuer de façon décelable d'ici une dizaine d'années.

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Le problème de la stabilité du Système solaire est l'un des plus vieux problèmes de la physique. Si l'on calcule le mouvement d'une seule planète autour du Soleil, on retrouve bien le mouvement elliptique décrit par Kepler. Mais les planètes du Système solaire exercent les unes sur les autres une attraction gravitationnelle qui vient s'ajouter à celle du Soleil et perturbe leur mouvement elliptique régulier. Ces perturbations peuvent-elles à long terme rendre les orbites imprévisibles et conduire à des collisions entre planètes ? En d'autres termes, le système Solaire est-il stable ? Depuis Newton, de nombreux physiciens ou mathématiciens se sont attaqués à ce problème épineux, qui ne peut être résolu de façon exacte.

Un ensemble de simulations numériques que viennent de mener Jacques Laskar et Mickael Gastineau, de l'Institut de mécanique céleste et de calcul des éphémérides, à l'Observatoire de Paris, montre que dans un pour cent des cas environ (c'est-à-dire dans plus d'une vingtaine de simulations sur 2 500), le Système solaire est instable : des collisions entre planètes ou avec le Soleil surviennent en moins de 5 milliards d'années.

Il y a une vingtaine d'années, J. Laskar avait déjà montré par des simulations sur ordinateur que le mouvement du Système solaire est chaotique. Dès lors, en raison de la sensibilité aux conditions initiales, impossible de prédire les trajectoires des planètes au-delà d'une durée de quelques dizaines de millions d'années. De même, impossible de se contenter d'un seul calcul : seule une vision statistique sur un grand nombre de simulations, menées avec des conditions initiales légèrement différentes, a un sens pour décider si une collision se produira dans le Système solaire d'ici la mort du Soleil, dans cinq milliards d'années.

En 1994, J. Laskar a montré qu'en raison de la proximité d'une résonance entre l'orbite de Mercure et celle de Jupiter (une résonance est un rapport entier entre les périodes orbitales, qui renforce de façon répétée les perturbations mutuelles), la variabilité de l'excentricité de Mercure (l'élongation de son orbite) est telle qu'une collision avec Vénus est possible d'ici cinq milliards d'années. Pour parvenir à ce résultat, l'astronome avait cependant utilisé des équations moyennées. Or cette approximation, si elle permet de réduire considérablement le temps de calcul, n'est plus valable au voisinage de la collision.

La dernière étude réalisée par J. Laskar et M. Gastineau lève ces approximations gênantes. Les deux chercheurs ont calculé les trajectoires des planètes du Système solaire pour plus de 2 500  conditions initiales, dans le cadre d'un modèle réaliste qui intègre les effets de la relativité générale et, entre autres, la contribution de la Lune. L'ensemble a demandé pas moins de sept millions d'heures de calcul !

Dans la majorité des solutions, le Système solaire continue de tourner sans souci : les orbites des planètes s'allongent et se décalent autour du Soleil, mais sans risque de collisions ou d'éjection. Dans un pour cent des cas, cependant, l'excentricité de Mercure augmente de façon considérable, au point de conduire à une collision avec Vénus ou le Soleil d'ici cinq milliards d'années, tandis que l'orbite de la Terre reste stable.

En revanche, pour l'une de ces solutions critiques, l'augmentation de l'excentricité de Mercure provoque une cascade d'effets, qui aboutit d'ici 3,4 milliards d'années à une déstabilisation complète des planètes internes (Mercure, Vénus, la Terre et Mars). Pour préciser leur devenir, les chercheurs ont relancé 200 calculs à partir de cette déstabilisation. Résultat : Mars est éjectée dans cinq cas, et tous les autres conduisent en moins de 100 millions d'années à une collision entre deux planètes ou entre une planète et le Soleil, dont 48 impliquent la Terre. L'équilibre du Système solaire est plus fragile qu'il n'y paraît…