Généralités

 

Les exoplanètes ont des masses comprises entre 0,02 et 17,5 masses de Jupiter (Mj), la borne inférieure est la limite de détection dans le cas le plus favorable.
L’histogramme des masses montre une tendance marquée pour les masses inférieures à 2 Mj, et la moitié des exoplanètes ont une masse inférieure à 1,6 Mj. Comme les planètes peu massives sont encore inaccessibles, on peut avancer que les planètes de « petites » masses sont prédominantes. Ceci n’est pas en contradiction avec les planètes du système solaire : les petites planètes sont plus nombreuses que les grosses. Le modèle de formation du système solaire explique la forme de la distribution; si les planètes se forment par accumulation dans un disque protoplanétaire de corps plus petits, il est assez logique qu’il y ait plus de petits objets que de gros, ces derniers nécessitant plus de matière. Cependant, il explique difficilement l’existence de très grosses planètes de masse supérieure ou égale à 8 Mj. Celles-ci mettraient des dizaines, voire des centaines de millions d’années à se former. Or, les observations indiquent qu’au bout de quelques millions d’années, dix tout au plus, ces disques protoplanétaires ont disparu, soufflés par le vent stellaire. Effectivement, les étoiles perdent de la matière sous forme d’un vent continu de particules et d’éruptions violentes. Néanmoins, il se peut que ces planètes très massives soient en réalité des naines brunes.

La distribution représentant la masse des exoplanètes en fonction de leur distance orbitale soulève des questions sur le modèle de formation planétaire. La présence de planètes gazeuses très proches de leur étoile est en contradiction avec le modèle de formation de ces planètes basé sur l'accrétion de matière volatile. Une explication en accord avec le modèle a été émise : ces planètes ont migré des régions externes du disque où elles se sont formées vers les régions centrales. Le problème n'est pas encore entièrement résolu : les chercheurs sont d'accords sur les causes qui déclenchent la migration mais ne savent pas vraiment expliquer le mécanisme qui l'arrête. Jusqu'ici, on a pu tirer plusieurs constatations de cette distribution :

- il n'y a pas de planètes massives en orbite proche. Les raisons de cette absence proviennent du processus de migration : il est moins efficace pour les planètes massives, les planètes gazeuses en orbite proche ont perdu leur atmosphère (attirée par la gravité de l'étoile ou soufflée par le vent stellaire), les forces de marée induites par l'étoile ont détruit la planète qui orbitait trop près d'elle, la planète a peut-être percuté son étoile.

- il y a un déficit de planètes de période de révolution comprise entre 10 et 100 jours.

- il manque des planètes de masse minimale inférieure ou égale à 0,75 Mj en orbite lointaine. La raison en est encore inconnue mais pourrait être liée aux limitations des méthodes de détection. Cependant, les simulations suggèrent que les régions externes ne contiennent pas ce type de planètes.

La probabilité pour qu'une étoile soit entourée d'un cortège de planètes dépend de son abondance en fer. Une récente étude de Nuno Santos et al compare la teneur en fer d'étoiles ayant des planètes avec celle d’étoiles qui n'ont pas de compagnons. Ils en ont conclu que les premières ont une composition plus riche en fer que les secondes. Cependant, cette étude n'a pas pris en compte les autres métaux tels que le silicium, le calcium, le nickel... Une conséquence de ces travaux est que les disques protoplanétaires, enrichis en fer par la mort d'une étoile proche, peuvent produire des systèmes planétaires. Une meilleure compréhension de l'évolution des systèmes planétaires passe donc par l'étude de ces disques, ceux-ci étant plus faciles à observer avec les techniques actuelles.
Il faut tout de même prendre des précautions car, jusqu'à maintenant, seules des planètes gazeuses ont été détectées. La distribution du nombre de planètes telluriques en fonction du pourcentage en fer indiquera peut-être une tendance différente. En effet, selon cette étude, le Soleil appartient aux astres pauvres en fer ce qui suggère que la probabilité de trouver des planètes autour de cet astre est faible. Pourtant, il est entouré de quatre planètes rocheuses.

En observant la distribution de l'excentricité de l'orbite en fonction de son demi-grand axe, on constate que les planètes se trouvant très près de leur étoile (< 0,1 UA) ont des orbites quasi circulaires. A grande distance, les orbites peuvent être circulaires ou très excentriques. Ces orbites très excentriques peuvent résulter d’interactions entre planètes et planétésimaux dans les systèmes multiples ou d’interactions entre une planète géante et le disque protoplanétaire.