En astronomie, un système planétaire est un système composé de planètes, ainsi que de divers corps célestes inertes tels des astéroïdes et comètes, gravitant autour d'une étoile ou d'un groupe d'étoiles. Le Système solaire est un exemple de système planétaire. Par extension et de façon impropre, le terme « système solaire » est parfois employé pour désigner d’autres systèmes planétaires.

Le premier système planétaire découvert autour d'une étoile de type solaire en dehors du Système solaire (système planétaire extrasolaire ou système exoplanétaire) est celui de l'étoile en 1995. Depuis, des centaines de planètes extra-solaires ont été découvertes.

Historique Jusqu'au thumb|Modèle héliocentrique simplifié de Nicolas Copernic.

Avant le , le géocentrisme est le mode d'explication dominant du monde occidental. Au , Giordano Bruno, partisan de l'héliocentrisme, met en avant une théorie selon laquelle les étoiles, tout comme le Soleil, sont accompagnées de planètes..

Au , Isaac Newton fait de même dans le , la conclusion de ses Principia : ..

Des revendications de découvertes d'exoplanètes sont faites depuis le . Ainsi, en 1855, le capitaine W. S. Jacob de l'observatoire de Madras rapporte des anomalies observationnelles concernant l'étoile binaire , anomalies permette d'affirmer qu' .. Dans les années 1890, Thomas J. J. See de l'Université de Chicago et de l énonce que les anomalies prouvent l'existence d'un corps sombre dans le système de , avec une période orbitale de autour d'une des étoiles., bien que Forest Ray Moulton remette en doute ces affirmations de See dans un article publié en 1999..

Lors des années 1950 et 1960, Peter van de Kamp du revendique la découverte de planètes en orbite autour de l'étoile de Barnard..

De nos jours, les astronomes considèrent généralement tous les anciens rapports de détections comme erronés..

Depuis les années 1990 En 1991, Andrew G. Lyne, M. Bailes et S.L. Shemar annoncent la découverte d'une planète de pulsar en orbite autour de , en utilisant la mesure des infimes , qui permettent de calculer les principaux paramètres orbitaux des corps responsables de ces perturbations.. L'annonce fait brièvement l'objet d'une attention intense, mais Lyne et son équipe la rétracte en 1992, invoquant des erreurs dans leur démarche..

La découverte des premières planètes extrasolaires d'un système planétaire autre que celui autour du Soleil est annoncée le par Aleksander Wolszczan et Dale Frail dans une publication de ). La découverte de ces planètes entourant le pulsar PSR B1257+12 est réalisée à partir d'observations faites en septembre 1990 par les installations du radiotélescope d'Arecibo.

Le , Michel Mayor et Didier Queloz annoncent la découverte de la première exoplanète en orbite autour d'une étoile de type solaire : , d'après des observations réalisées à l'observatoire de Haute-Provence grâce à la méthode des vitesses radiales. L'étoile hôte est , dans la constellation de Pégase, à environ de la Terre. vignette|Image composite montrant 2M1207 b (en rouge) en orbite autour de son étoile 2M1207 prise par l'Observatoire européen austral. La première photographie optique d'une exoplanète est publiée le dans la revue Science. Prise par le télescope spatial Hubble et traitée par l'équipe de l'astronome Paul Kalas, la planète a une masse probablement proche de celle de Jupiter. Baptisée , elle est en orbite autour de l'étoile Fomalhaut dans la constellation du Poisson austral (Piscis Austrinus) à environ . est distante de son étoile d'environ dix fois la distance séparant Saturne du SoleilKalas P, Graham JR, Chiang E Optical Images of an exosolar planet 25 light-years from Earth, Science, 2008;22:1345-1348.. Cette découverte est annoncée en même temps et dans la même revue que celle de l'équipe de l'astronome canadien Christian Marois concernant la première observation directe, à lumière, d'un système planétaire composé de trois planètes géantes photographiées dans l'infrarouge autour de l'étoile Marois C, Macintosh B, Barman T, Direct imaging of multiple planets orbiting the star HR 8799, Science, 2008;22:1348-1352..

Caractéristiques physiques

En général, un système planétaire se développe autour d'une étoile. Dans certains cas, on peut le retrouver autour d'un pulsar, d'une naine rouge ou d'une naine brune. La très grande majorité des systèmes planétaires connus jusqu'à présent n'est formée que d'une seule planète.

Formation et évolution

Les systèmes planétaires seraient généralement formés lors de la naissance des étoiles. Ainsi, l'effondrement gravitationnel d'un nuage moléculaire formerait un disque protoplanétaire qui évoluerait par la suite en un système planétaire..

Ce scénario de formation ne semble pas valide dans les cas de planètes de pulsar puisque ces derniers sont formés par des supernovae et qu'un système planétaire ne pourrait possiblement pas survivre à une telle explosion. Les planètes s'évaporeraient, seraient expulsées hors de leur orbite par les masses de gaz provenant de l'étoile qui explose ou s'échapperaient du champ gravitationnel de cette étoile centrale à cause de la soudaine perte de la plus grande partie de la masse de cette dernière. Une hypothèse est que les planètes de pulsar pourraient se créer à partir du disque d'accrétion entourant un pulsar..

La formation ou non de systèmes planétaires serait aussi reliée au type spectral d'une étoile. Ainsi, les étoiles avec une métallicité élevée ont plus de probabilité de former et de retenir des systèmes planétaires et leurs planètes ont tendance à être plus massives que les planètes orbitant autour d'étoiles de faible métallicité. De plus, les étoiles semblables au Soleil et ayant un système planétaire seraient prédisposées à être déficientes en lithium..

Des observations faites par le télescope spatial Spitzer indiquent que la formation de planètes ne se produit pas autour d'autres étoiles dans les environs d'une étoile de à cause de la photo-évaporation..

Zone habitable

thumb|250px|right|Exemple d'un système capable de calculer la position de la zone habitable selon la taille de l'étoile centrale.

La zone habitable, ou zone d'habitabilité, est la région du système dans laquelle une exoplanète peut contenir de l'eau sous forme liquide et ainsi offrir des conditions favorables à l'émergence de la vie.. En général, pour un système planétaire avec une étoile de la taille du Soleil, cette distance est semblable à celle de la Terre, soit . Si l'étoile centrale est plus petite et moins lumineuse, cette distance sera plus petite et vice versa.

Au début de l'année 2011, on estime qu'il existe environ une cinquantaine de planètes potentiellement habitables.. La planète tellurique est considérée comme étant l'exoplanète potentiellement la plus habitable. À cet effet, lors d'une entrevue avec Lisa-Joy Zgorski de la , Steven Vogt déclare (vidéo de la conférence de presse de la National Science Foundation)..

Méthodes de détection thumb|250px|right|La majorité des systèmes planétaires ont été découverts dans un rayon de 300 années-lumière autour du Système solaire.

Pour découvrir des systèmes planétaires, il faut détecter les exoplanètes orbitant autour de l'étoile. Il est très difficile d'y parvenir d'une manière directe, et ce, pour plusieurs raisons : une planète ne produit pas de lumière visible : elle diffuse celle qu'elle reçoit de son étoile la distance qui sépare la Terre de l'étoile est beaucoup plus importante que celle qui sépare l'exoplanète et son étoile. Le pouvoir séparateur des instruments de détection doit donc être très élevé pour pouvoir les distinguer.

Jusqu'à la fin des années 2000, les seules méthodes de détection sont des méthodes « indirectes », car elles ne détectent pas directement les photons venant de la planète.

Par la vitesse radiale

Cette méthode est basée sur l'étude du spectre lumineux de l'étoile. Les mouvements d'un astre sont influencés par la présence d'une planète orbitant autour de lui, ce qui provoque un décalage périodique de sa position. Cela permet de déterminer la vitesse radiale grâce à l'effet Doppler-Fizeau. De la même manière que pour les binaires spectroscopiques, ceci donne des informations quant à la position de l'orbite et la masse de la planète.

Puisque cette méthode de détection est plus performante pour des vitesses radiales élevées, les exoplanètes découvertes ainsi sont généralement très massives et situées très près de leur étoile.

C'est par cette méthode que la plupart des planètes extrasolaires ont été détectées.

Par le transit

Cette méthode de détection est basée sur l'étude de la luminosité de l'étoile. En effet, si celle-ci varie périodiquement, cela peut provenir du fait qu'une planète passe devant et occulte partiellement cette dernière lors d'un transit astronomique. Cette méthode permet du même coup d'étudier la composition de l'atmosphère de la planète en transit..

Cette méthode de détection est proposée pour la première fois en 1951 par Otto Struve de l'Observatoire Yerkes de l'Université de Chicago. Elle est proposée de nouveau à deux reprises : en 1971 par Frank Rosenblatt de l'Université Cornell, puis en 1980 par William Borucki du de la NASA, en Californie.

Bien que la variation de luminosité d'une étoile soit plus facilement repérable que la variation de sa vitesse radiale, cette méthode se révèle peu efficace en termes de quantité de planètes détectées par rapport à la somme des étoiles observées. En effet, elle ne peut être utilisée que dans le cas où le système stellaire observé est positionné quasiment par la tranche par rapport au Système solaire. Si on considère des orientations aléatoires des systèmes planétaires, la probabilité géométrique de détection par cette méthode est inversement proportionnelle à la distance entre l'étoile et la planète. estime à 5 % des étoiles avec une exoplanète la quantité détectable avec cette méthode. De plus, le transit astronomique peut être un phénomène rare. Ainsi, dans le Système solaire, les transits de Vénus et de Mercure ne peuvent être observés tout au plus que quelquefois par siècle.

Par astrométrie La méthode de détection par astrométrie repose sur la détection des perturbations angulaires de la trajectoire d'une étoile. Puisque ces perturbations sont limitées, la précision des instruments actuels n'est pas encore suffisante pour détecter un système planétaire par cette méthode. La mise en place de l'instrument d'interférométrie Prima du pourrait éventuellement permettre la détection de systèmes planétaires selon cette méthode..

Par l'effet de microlentille gravitationnelle

Cette méthode s'appuie sur la courbure de la lumière émise par une étoile distante ou un quasar, lorsqu'un objet massif s'aligne « suffisamment » avec cette source, phénomène appelé « lentille gravitationnelle ». La distorsion de la lumière est due au champ gravitationnel de l'objet lentille, une des conséquences de la relativité générale, décrite par Albert Einstein en 1915. Il en découle un effet de lentille, formation de deux images déformées de l'étoile distante, voire davantage.

Dans le cas de la recherche d'exoplanètes, la planète cible, en orbite autour de l'étoile lentille, fournit une information supplémentaire, permettant de déterminer sa masse et sa distance de l'étoile. On parle de microlentille car la planète n'émet pas ou très peu de lumière.

Cette technique permet d'observer des astres de masse même relativement faible, puisque les observations ne s'appuient pas sur la radiation reçue.

Directe L'utilisation combinée de systèmes de correction en temps réel appelés optique adaptative et de la coronographie a permis récemment d'observer une exoplanète directement à l'aide du VLT, mais autour d'une étoile peu brillante (naine brune) Yes, it is the Image of an Exoplanet, sur le site de l'ESO..