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Dynamique planétaire

Dans un système planétaire, les planètes interagissent gravitationnellement entre elles, ce qui modifie leurs orbites autour de l'étoile centrale. Ces variations peuvent être :

• Rapides, de l'ordre de la période orbitale. C'est le cas par exemple d'un système instable dont une planète est éjectée. Le demi grand axe de la planète subit alors une marche aléatoire jusqu'à l'éjection.
• Résonnantes, ou semi-rapides. C'est le cas s'il existe une commensurabilité entre les périodes orbitales de deux planètes. Par exemple si la période orbitale d'une planète est égale à deux fois la période orbitale d'une autre planète du système. Le demi grand axe et l'excentricité des deux planètes oscillent alors avec régularité.
• Séculaires, de l'ordre de plusieurs centaines de périodes orbitales. C'est le cas si le système est stable à court terme, et éloigné des résonances. Le demi grand axe des planètes est alors constant. Les orbites se déforment et tournent sur elle-mêmes : c'est ce qu'on appelle la « précession orbitale ».

Ces types d'évolution ne s'excluent pas mutuellement. Par exemple, une résonance peut être à l'origine d'une forte évolution séculaire de l'excentricité d'une planète, conduisant, à terme, à des rencontres proches entre planètes et donc à du chaos orbital rapide.

Dans le Système solaire actuel, les orbites des planètes varient principalement de manière séculaire. La dynamique séculaire des planètes telluriques est cependant chaotique. Ce chaos séculaire (ou « chaos lent ») peut conduire à des collisions entre planètes sur une échelle de temps de plusieurs milliards d'années.

Raffinement des éléments orbitaux

Les systèmes exoplanétaires observés ont généralement un âge de plusieurs centaines de millions d'années, voire de plusieurs milliards d'années. Il est donc très peu probable de les observer dans un état de chaos rapide pouvant mener à court terme à des éjections ou des collisions.

Ce constat peut être utilisé pour affiner notre connaissance de l'orbite de ces exoplanètes : il suffit pour cela d'exclure les paramètres orbitaux conduisant à du chaos rapide.

Dans une étude menée par Sophia Sulis, et avec la contribution de Charlie Lebarbé, nous avons utilisé cette méthode pour contraindre la masse et l'inclinaison orbitale de l'exoplanète HD 73344 c. La contrainte apportée par la stabilité du système n'est cependant pas très stricte.

Toutefois, en raison des interactions séculaires entre les deux planètes du système, l'orbite de la planète intérieure, HD 73344 b, est susceptible de changer fortement au cours du temps. Il est donc possible que cette exoplanète ne transite devant son étoile (tel qu'observé aujourd'hui) que pendant une fraction de son évolution séculaire.

Ce constat peut être utilisé pour contraindre fortement l'inclinaison et la masse de l'exoplanète HD 73344 c : il suffit pour cela d'exclure les paramètres orbitaux où la probabilité de transit de la planète b est très faible [xxv].

Évolution à long terme

...en cours de rédaction...

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