Gaia a-t-il découvert une exoplanète avec un cœur de Soleil ?

On est un peu perplexe en prenant connaissance d'un communiqué au sujet du travail réalisé par une équipe internationale d'astrophysiciensastrophysiciens, dirigée par le professeur Sasha Hinkley de l'Université d'Exeter (Royaume-Uni). La perplexité augmente un peu également quand on lit le titre de l'article scientifique portant sur leur travail et qui est en accès libre sur arXiv.

En effet, les chercheurs parlent clairement de la confirmation de l'existence d'une exoplanète nouvellement découverte autour de l'étoile HD206893, située à environ 130 années-lumière du Système solaire dans la Voie lactée.

Rappelons que le catalogue Henry Draper (HD) regroupe les données sur plus de 225 000 étoiles dont les magnitudes apparentesmagnitudes apparentes vont jusqu'à 9 environ. Établi au début du XX^e siècle par l'astronomeastronome Annie Jump Cannon et ses collègues du Harvard College Observatory, il couvre presque toute la voûte céleste. Il tire son nom d'un pionnier de l'astrophotographie, qui fut le premier à obtenir un spectrespectre stellaire, celui de Véga, en 1872. À sa mort, sa veuve avait financé la réalisation de ce catalogue, par la suite largement utilisé par les astronomes. Voilà pourquoi plusieurs étoiles de la Voie lactée étudiées pour leurs exoplanètes sont référencées par les lettres HD.

HD206893 est une étoile jaune-blanc de la séquence principaleséquence principale de type spectral F5V, donc environ 30 % plus grande que notre propre SoleilSoleil.

On avait déjà découvert autour de cette étoile une exoplanète, voire une naine brunenaine brune, un peu plus grande que JupiterJupiter, HD206893b, et on soupçonnait l'existence d'un autre corps céleste autour de HD206893 à partir de données astrométriques fournies par la mission Gaia de l’ESA notamment. En clair, GaiaGaia observait et mesurait des mouvementsmouvements de HD206893 sur la voûte céleste qui s'interprétaient bien en perturbations gravitationnelles exercées par un deuxième corps en orbiteorbite.

Il existait aussi des mesures selon la méthode des vitesses radialesméthode des vitesses radiales obtenues en caractérisant un effet Dopplereffet Doppler à l'aide du High Accuracy Radial velocity Planet Searcher (HARPS) équipant à La Silla, au Chili, le VLTVLT de l'ESOESO.

Sasha Hinkley et ses collègues ont repris les données de ces instruments de la noosphère auxquelles ils ont ajouté celles fournies par l'instrument Gravity aussi au VLT. Les données astrométriques qu'il a fournies, jointes donc aux mesures précédentes de Gaia et HARPS, ont bien confirmé la présence d'un corps céleste. HD206893c est en orbite à environ 300 millions de kilomètres de son étoile hôte - à peu près à mi-chemin entre les orbites de Mars et de Jupiter dans notre propre Système solaire - et avec une massemasse d'environ 12.7^+1.2_−1.0 M_Jup.

Or, Gravity permet aussi de mesurer le rayonnement de HD206893c, de sorte qu'il est apparu que la quantité d'énergieénergie libérée sous cette forme pour la masse de ce corps céleste ne pouvait s'expliquer que par des réactions de fusionfusion thermonucléaire en son centre entre des noyaux de deutérium.

Une exoplanète ou une naine brune ?

Ce qui rend perplexe, c'est que l'on a donc pour toutes ces raisons l'envie de parler non pas de la découverte d'une exoplanète avec un cœur effectuant de la fusion thermonucléaire, mais bien plutôt d'une naine brune subissant le même phénomène.

Prédites théoriquement pendant les années 1960, les premières naines brunes ont été observées au milieu des années 1990. Ces astresastres, trop massifs pour être des géantes gazeusesgéantes gazeuses comme Jupiter, mais pas assez pour être considérés comme des étoiles, doivent leur nom à Jill Tarter, une exobiologiste connue pour être l'une des figures de proue de Seti qui a donc proposé le terme « naine brune » en 1975. Elle comblait ainsi un manque en astronomie pour désigner un astre trop massif pour être une géante gazeuse comme Jupiter, mais pas assez pour être considéré comme une étoile. Le seuil de masse qui fait passer une géante gazeuse du rang de planète à celui d'« étoile ratée » (comme on désigne parfois les naines brunes) ne fait pas l'unanimité. Tous les scientifiques s'accordent cependant sur le fait que ces astres ne sont pas le lieu de réactions thermonucléaires durables, comme celles décrites par la chaîne proton-protonchaîne proton-proton ou le cycle de Bethecycle de Bethe-Weizsäcker.

On trouve alors des masses maximales comprises entre 75 et 80 fois la masse de Jupiter (MJ), c'est-à-dire environ 0,07 masse solaire.

En ce qui concerne le critère de distinction entre une géante gazeuse et une naine brune, les scientifiques utilisent généralement le seuil de 13 MJ. Des réactions de fusion temporaires, en l'occurrence celle du deutérium, peuvent alors se produire, comme celle du lithiumlithium à partir de 65 MJ. Pour des naines brunes assez massives, on considère aussi que la pressionpression qui s'oppose à la contraction de l'astre a une origine physiquephysique différente de celle que l'on trouve dans une géante gazeuse. Le phénomène qui entre en jeu est similaire à celui qui existe dans les naines blanches, à savoir la pression de dégénérescencepression de dégénérescence d'un gazgaz d'électronsélectrons.

Mais, comme on le voit, HD206893c est pile en dessous de la limite, à moins qu'elle ne soit au-dessus compte tenu des incertitudes sur sa masse. On peut donc contester l'affirmation que l'on soit bel et bien en présence d'une exoplanète et pas d'une naine brune.

Ce qui est certain, c'est que l'on est là en présence d'un corps céleste qui peut nous servir à préciser nos idées sur la limite à adopter entre exoplanète de type géante gazeuse et naine brune.

On peut considérer aussi que HD206893c est la première exoplanète découverte avec Gaia, si HD206893b est en fait une naine brune.