Depuis la première découverte de planètes au-delà du système solaire en 1995, plus de 6 000 exoplanètes ont été identifiées. Beaucoup de ces planètes ont des propriétés qui diffèrent considérablement des huit planètes de notre système solaire. Comment se forment et évolué des exoplanètes aussi divers, et lesquels pourraient potentiellement devenir des planètes en forme de terre capables de soutenir la vie?
Pour répondre à ces questions, il est essentiel d'observer les jeunes planètes dans l'acte même de se former dans leurs lieux de naissance. Cependant, en raison de défis d'observation, les observations directes des planètes âgées de seulement quelques millions d'années ont été extrêmement limitées.
De petites planètes rocheuses comme la Terre, qui peuvent héberger la vie, et des planètes à gaz géantes comme Jupiter sont nés autour d'étoiles comme le soleil. Leur lieu de naissance est une structure mince en forme de disque de gaz et de poussière connu sous le nom de disque protoplanétaire. Des disques protoplanétaires sont observés non seulement autour des étoiles en forme de soleil, mais aussi des jeunes étoiles plus massives ou plus légères.
Depuis les années 2010, leurs structures détaillées ont été révélées par des télescopes de classe de 8 mètres tels que le télescope Subaru (en lumière visible et infrarouge) et l'observatoire Alma (en longueurs d'onde radio).
Bien que de nombreuses planètes aient été déduites indirectement à partir de structures fines sur ces disques – telles que les lacunes ou les bras en spirale – la capture de planètes nouvellement formées (protoplanets) dans les disques n'a jusqu'à présent été réalisée que dans quelques cas, dont PDS 70 B et C et AB Aurigae B (AB Aur B). On pense que la plupart des protoplanètes sont intégrés dans le disque et ne deviennent plus visibles que lorsqu'ils taillent des lacunes dans le disque ou sont observés directement au-dessus.
Les protoplanets sont également considérés comme rassemblant activement le matériel du disque environnant à mesure qu'ils grandissent. Cependant, les observations spectroscopiques détaillées de cette accrétion de masse à partir d'un disque intégré ont, jusqu'à présent, été limitée au système PDS 70.
Dans une nouvelle étude, publiée dans Les lettres de journal astrrophysiqueune équipe internationale de chercheurs dirigée par le Astrobiology Center (Japon) et l'Université du Texas à San Antonio (États-Unis) ont réussi à détecter les lignes d'émission d'hydrogène d'AB AUR B en utilisant le spectrographe multi-objet Muse monté sur le VLT. Ces lignes d'émission sont interprétées comme une preuve d'accrétion de masse du disque circonétaire sur le protoplanet.
L'émission d'hydrogène est couramment observée autour des jeunes étoiles et de leurs disques protoplanétaires. Dans le cas présent, l'émission provient de matériaux accrétant sur le petit disque entourant le protoplanet encore emballé.
En utilisant Muse, qui permet une imagerie spectroscopique haute résolution des structures étendues, l'équipe a pu séparer les émissions du protoplanet et du disque protoplanétaire. La haute résolution spatiale (0,3 seconde d'arc) et la résolution spectrale (λ / Δλ ~ 3000) de muse dans d'excellentes conditions de vision chilienne ont rendu cela possible.
L'émission Hα détectée en position d'AB Aur B montre un profil P Cygni, similaire à celui observé dans les jeunes étoiles subissant une accrétion de masse. À ce jour, AB AUR B est le seul protoplanet avec ce type d'émission. Son jeune âge (~ 2 millions d'années) et la grande quantité de matériaux environnants soutiennent fortement que l'ab aur b est un protoplanet encore en formation.
Auparavant, seuls PDS 70 B et C ont montré des émissions de Hα, mais ces planètes sont situées dans des écarts de disque; AB AUR B est toujours ancré dans le disque, ce qui en fait la première observation de ce type avec la signature infaillible.
AB AUR B est environ quatre fois la masse de Jupiter et des orbites à 93 UA de son étoile. Une telle planète géante éloignée n'existe pas dans le système solaire. Les modèles de formation de planète standard ne peuvent pas expliquer pleinement sa formation jusqu'à présent de l'étoile, avant que la migration ne se produise. Cette découverte prend en charge un scénario où des planètes massives peuvent se former par l'instabilité gravitationnelle dans le disque, fournissant un aperçu d'un type de planète géante que l'on ne voit pas dans notre système solaire.
