The first three known exoplanets (discovered in 1992) move around a quite peculiar star, poetically named « PSR 1257+12 » : if its mass is comparable to those of the sun, its diameter do not exceed 40 kilometers (the sun’s diameter is 1,400,000 km long). PSR1257+12 is mainly made of neutrons, it is a neutron star. Neutron stars have the same density as an atomic nucleus. They are the lefover of heavy stars (initially of more than 8 solar masses) that exploded. In other words, they are a part of a supernova remnant. If the neutron star has 2 or 3 solar masses, the rest of the original star (more than 5 solar masses) have been spread around by the explosion. Because of their very small size, the neutron stars luminosity is very low, and it does help to see them with telescopes. On the other hand, they spin very fast (a turn in a few milliseconds to few seconds, instead of 27 days for the sun), and their magnetic field is very strong. So, a series of rather complex phenomenas transform them into powerful radio emiters, called .pulsars.. Actually, PSR1257+12 and its planets where discovered through observations made with radiotelescopes, and PSR1257+12 is regularly monitored with the Nançay Radio Telescope.

Figure 1 : Vue d’artiste du pulsar 1257+12 apparaissant par-dessus le limbe d’une de ses planètes. Crédits : NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC) Cliquer sur l’image pour l’agrandir

The planets discovered around PSR1257+12 have a mass similar to those of the Earth, and they are made of .ordinary. matter. Their size (a few thousands of kilometers) is much larger than those of their star ; and this contributes to the exotic character of this star-planets system. Since 1992, many other planets have been discovered : they turn around sun-like stars (.main sequence stars. in the HR diagram), and the hope to discover life on a few of them has focused much attention. Because the prospect of finding life on pulsar’s planets is very low, and because they are quite rare, pulsar’s planets are less famous than the others. Nevertheless, the pulsar’s planets did not reveal all their secrets ; in particular we don’t know much about their origin. Did they exist before the explosion of the progenitor star ? In that case, how did they resist to it ? Or were they formed after the explosion, form the leftovers spread in the neighbohood ? In that case, does the planets formation happen in a similar way to those happening around young normal stars ? Or are there processes which are specific to neutron stars that could change the way the planets are formed ? Two astronomers, at the Luth (observatoire de Paris-Meudon) and at the Strasbourg observatory have conducted a theoretical study on the interaction of planets and smaller bodies (asteroids, comets) with the environment of a pulsar. They have based their study on the fact that a pulsar emits a wind made of a diffuse but very fast fluid. From numerous models, and up to a yet unknown distance, in spite of having a velocity close to the speed of light, this wind can be slower than the waves that propagate the fluctuations of the magnetic field (Alfvén waves). The two scientists have shown that in that case, the planet is followed by a wake characterized by a distortion of the magnetic field carried by the wind, and by a very strong electric current. The two astronomers conclude that this wake can have two important outcomes, depending on the size of the body turning around the pulsar : The electric current associated to the wake of a planet could be unstable in a way that would transform it into a powerful source of radio-waves, that maybe, could be detected with the next generation of radiotelescopes. This might provide a new way of discovering planets around pulsars. On the other hand, the wake could modify the orbit of smaller bodies like asteroids, comets, planetesimals (pieces of planets to be), strongly enough to make them fall onto their star, or to chase them away (depending on the orientation of their orbit). Such migration would be very fast, in comparison with the usual astronomical time scales. For one kilometer sized bodies, the migration would take less than 10,000 years. This should be taken into account in the next models of pulsar’s planets formation, like those of PSR1257+12, if they have been created from the remnants of the supernova.

Figure 2 : Variation du demi-grand axe d’un petit corps d’un kilomètre de rayon au voisinage d’un pulsar tournant sur lui même en une seconde, selon le modèle des auteurs. L’évolution est montrée en fonction du temps (axe horizontal). L’astre est initialement à une distance de 0.16 unité astronomique (une distance comparable à la distance Soleil-Mercure), et les différentes lignes représentent l’évolution pour des orbites d’excentricité « e » différentes. Une orbite d’excentricité nulle (e=0) est circulaire, une orbite d’excentricité e=0.20 forme un ovale comme la trajectoire d’une comète. On constate que dans tous les cas de figure, selon ce modèle, le petit corps tombe sur son étoile en moins de 6000 ans. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

Fabrice Mottez and Jean Heyvaerts (2011) Magnetic coupling of planets and small bodies with a pulsar wind, Astronomy and Astrophysics, 532, 21 A magnetic thrust action on small bodies orbiting a pulsar, Astronomy and Astrophysics, 532, 22 Contact Fabrice Mottez (Observatoire de Paris-LUTH, CNRS)

Dernière modification le 4 mars 2013

Les trois premières planètes qui ont été découvertes hors du système solaire (en 1992) tournent autour d’une étoile fort singulière portant le doux nom « PSR 1257+12 » : si sa masse est comparable à celle de notre étoile, son diamètre n’excède pas 40 kilomètres (contre 1 400 000 km pour le Soleil). C’est une étoile à neutrons, ainsi désignée car les neutrons en constituent le composant majoritaire. Les étoiles à neutrons, aussi denses que des noyaux atomiques, sont les résidus d’explosion d’une étoile au moins huit fois plus massive que le Soleil. Autrement dit : les étoiles à neutrons sont un des résidus d’une explosion de supernova. Si l’étoile à neutrons a deux ou trois masses solaires, le reste de l’étoile originelle (plus de 5 masses solaires) a été dispersé dans l’espace, suite à l’explosion. En raison de la très petite taille des étoiles à neutrons, leur éclat est très faible, et cela en rend la détection directe très difficile. En revanche, ces étoiles tournent très vite sur elles-mêmes (avec une période de quelques milli-secondes à quelques secondes, contre 27 jours pour le Soleil), et leur champ magnétique est très fort. De ce fait, une série de phénomènes relativement complexes les transforme en puissants émetteurs radio, les « pulsars », et c’est d’ailleurs avec des radiotélescopes que l’on a identifié le PSR 1257+12 et, indirectement, son système de planètes. PSR 1257+12 est l’objet d’une surveillance régulière avec le grand radiotélescope de Nançay.

Figure 1 : Vue d’artiste du pulsar 1257+12 apparaissant par-dessus le limbe d’une de ses planètes. Crédits : NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC) Cliquer sur l’image pour l’agrandir

Les planètes identifiées autour de PSR 1257+12 ont une masse comparable à celle de la Terre ; elles sont constituées de matière ordinaire. Leur diamètre, de quelques milliers de kilomètres excède largement celui de leur étoile, ce qui en fait un système planétaire assez exotique. Depuis leur découverte, d’autres système planétaires, plus nombreux et bien différents on été découverts : les planètes y tournent autour d’étoiles assez semblables au Soleil (des étoiles de la « séquence principale » du diagramme HR), et l’espoir d’y découvrir de la vie a focalisé beaucoup d’attention. De ce fait, et du fait d’une plus grande rareté, on parle beaucoup moins des planètes de pulsars. Néanmoins, les planètes de pulsars n’ont pas révélé tous leurs secrets, et la question se pose aujourd’hui de leur origine : sont-elles des planètes formées avant l’explosion de l’étoile -et dans ce cas, comment y ont-elles résisté ?- ou ont-elles été formées depuis, à partir de résidus de matière éparpillés par l’explosion ? Dans ce dernier cas, les phénomène de formation de nouvelles planètes autour d’une étoile à neutrons sont-ils analogues à ceux invoqués autour d’une jeune étoile « normale », ou existe-t-il des processus physiques spécifiques à l’environnement des étoiles à neutrons, capable d’en changer le cours ? Deux astronomes, au LUTH (observatoire de Paris-Meudon) et à l’observatoire de Strasbourg, ont mené une étude théorique sur l’interaction de planètes, ou de corps plus petits (astéroïdes, comètes...) avec l’environnement d’un pulsar. Ils se sont fondés sur le fait qu’un pulsar émet un vent, composé de matière peu dense mais extrêmement rapide. D’après de nombreux modèles, et jusqu’à une distance encore mal connue, malgré une vitesse proche de la vitesse de la lumière, ce vent est moins rapide que des ondes de déformation du champ magnétique en provenance de l’étoile (ondes d’Alfvén). Les deux chercheurs ont montré que dans ce cas, la planète est entourée d’un sillage caractérisé par une modification du champ magnétique porté par le vent de l’étoile, et par l’existence d’un très fort courant électrique se propageant tout au long du sillage. Les deux auteurs concluent que ce sillage peut avoir deux effets importants, suivant les dimensions de l’astre en rotation autour du pulsar : Le courant électrique associé au sillage pourrait être instable et émettre des ondes radio qui, peut-être, rendraient de nouvelles planètes de pulsar détectables directement avec les prochaines générations de radiotélescopes. D’autre part, ce sillage pourrait modifier profondément l’orbite de corps plus petits, tels des astéroïdes, des comètes, ou des planétésimaux (morceaux de planètes en formation), au point d’en faire tomber certains sur l’étoile, ou de les chasser au loin, selon le sens de leur orbite. De telles migrations seraient extrêmement rapides aux échelles de temps astronomiques. Pour des corps d’un kilomètre, la migration aurait lieu en moins de 10 000 ans. Cet effet devrait être pris en compte dans les prochains modèles de formation des planètes de pulsars comme celles de PSR 1257+12, si celles-ci sont issues des résidus d’une supernova.

Figure 2 : Variation du demi-grand axe d’un petit corps d’un kilomètre de rayon au voisinage d’un pulsar tournant sur lui même en une seconde, selon le modèle des auteurs. L’évolution est montrée en fonction du temps (axe horizontal). L’astre est initialement à une distance de 0.16 unité astronomique (une distance comparable à la distance Soleil-Mercure), et les différentes lignes représentent l’évolution pour des orbites d’excentricité « e » différentes. Une orbite d’excentricité nulle (e=0) est circulaire, une orbite d’excentricité e=0.20 forme un ovale comme la trajectoire d’une comète. On constate que dans tous les cas de figure, selon ce modèle, le petit corps tombe sur son étoile en moins de 6000 ans. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

Fabrice Mottez et Jean Heyvaerts (2011) Magnetic coupling of planets and small bodies with a pulsar wind, Astronomy and Astrophysics, 532, 21 A magnetic thrust action on small bodies orbiting a pulsar, Astronomy and Astrophysics, 532, 22 Contact Fabrice Mottez (Observatoire de Paris-LUTH, CNRS)

Dernière modification le 22 février 2013