\makeatletter
\@ifundefined{HCode}
{
\documentclass[CRPHYS, Unicode, screen, Thematic, HideArticleType]{cedram}
\newenvironment{noXML}{}{}
\newenvironment{Table}{\begin{table}}{\end{table}}
\def\thead{\noalign{\relax}\hline}
\def\tbody{\noalign{\relax}}
\def\endthead{\noalign{\relax}\hline}
\def\tabnote#1{\vskip4pt\parbox{.8\linewidth}{#1}}
\def\tsup#1{$^{{#1}}$}
\def\tsub#1{$_{{#1}}$}
\RequirePackage{etoolbox}
\def\jobid{crphys20230628}
%\graphicspath{{/tmp/\jobid_figs/web/}}
\graphicspath{{./figures/}}
\newcounter{runlevel}
\let\MakeYrStrItalic\relax
\def\refinput#1{}
\def\back#1{}
\def\morerows#1#2{#2}
\newenvironment{inftab}{}{}
\csdef{Seqnsplit}{\\}
\def\textemail#1{\href{mailto:#1}{#1}}
\DOI{10.5802/crphys.163}
\datereceived{2023-07-18}
\dateaccepted{2023-10-02}
\ItHasTeXPublished
\newenvironment{xxminipage}{\begin{minipage}[t]{.6\linewidth}}{\end{minipage}}
\newenvironment{xxcenter}{\begin{center}}{\end{center}}
}
{\documentclass[crphys]{article}
\usepackage[T1]{fontenc} 
\def\CDRdoi{10.5802/crphys.163}
\let\newline\break
\newenvironment{xxminipage}{}{}
\newenvironment{xxcenter}{}{}
\def\selectlanguage#1{} 
\makeatletter
}
\makeatother

\usepackage{upgreek}

\dateposted{2024-01-17}
\begin{document}

\begin{noXML}

%\makeatletter
%\def\TITREspecial{\relax}
%\def\cdr@specialtitle@english{Exoplanets}
%\def\cdr@specialtitle@french{Exoplan\`etes}
%\makeatother

\title{Exoplanets: Foreword}

\alttitle{Exoplan\`etes : Avant-propos}

\author{\firstname{Anne-Marie} \lastname{Lagrange}\CDRorcid{0000-0002-2189-2365}\IsCorresp}
\address{LESIA, Observatoire de Paris, Universit\'e PSL, CNRS, 
Sorbonne Universit\'e, Sorbonne Paris Cit\'e, 5 place Jules Janssen, 
92195 Meudon, France}
\email[A.-M. Lagrange]{anne-marie.lagrange@obspm.fr}

\author{\firstname{Daniel} \lastname{Rouan}\CDRorcid{0000-0002-2352-1736}}
\addressSameAs{1}{LESIA, Observatoire de Paris, Universit\'e PSL, CNRS, 
Sorbonne Universit\'e, Sorbonne Paris Cit\'e, 5 place Jules Janssen, 
92195 Meudon, France}

\maketitle

\end{noXML}

\section*{\textit{La version fran\c{c}aise suit la version anglaise}}

Centuries ago, Epicurus conjectured that other worlds were ``unlimited
in numbers'' and diverse, either similar to our world, or different.
Conversely, Plato or Aristotle did not believe in the existence of
other worlds. It is worth noticing, however, that those famous scholars
did not share a common definition of a ``world''. The lack of key
observational and conceptual tools made the question essentially an
abstract and speculative realm, never remote from religious and
philosophical concerns. In any case, the geocentric model of the world
inherited from Hipparchus and Ptolemy did not invite to envision the
existence of other worlds as we may think of today. This situation
remained unchanged during more than 13 centuries, until Copernicus
finally proposed the heliocentric vision that profoundly changed our
conception of the world, and allowed the development of modern
astronomy and physics. Galileo opened new windows for the observation
of celestial objects, Kepler described the motion of solar system
planets around the sun, Newton formalized the basics of gravitational
physics. Descartes, Swedenborg, Kant, Buffon, Laplace proposed first
theories of the formation of the solar system in the 18th century. At
that time, the question of the existence of other worlds could finally
be addressed from a scientific point of view. Observing of exoplanets
remained, however, impossible for centuries because of technical
limitations. Indeed, exoplanets are so faint and angularly so close to
their parent stars, even for our closest neighbors, that imaging them
was not possible until the present century, when innovative
technologies such as adaptive optics and coronagraphy became available
(see Chauvin, this special issue; Galicher, this special issue; Lacour,
this special issue). This explains why, in the 1950s, astronomers
started to design other ways to detect planets, that we call today
indirect techniques. Instead of looking for the tiny signal sent by
exoplanets, they proposed to look for signatures that planets could
imprint on to their parent~stars. In~particular, according to Kepler's
laws, both the star and the planets move around their common center of
mass. One idea was to detect the small motion of the star in the plane
of the sky induced by its planets (astrometric method; see Sozzetti,
this special issue). Another idea was to detect the small variations of
the star velocity, along the line of sight of an observer on Earth,
induced by the orbiting planets (radial velocity method; see Moutou,
this special issue; Mayor, this special issue). A third identified way
to detect exoplanets was to monitor the star's light and detect the
tiny variation due to a planet passing between the star and the
observer (transit method). For all these methods, the imprint of the
exoplanet signal is very small, which translates into highly demanding
instrumental capabilities that were addressed in the next decades. It
is remarkable that, despite notable false alarms, such as the announced
astrometric discovery of planets around Barnard's star in the 60s, the
three methods proved to be fruitful before the turn of the last
century. More sophisticated ways were identified later, including the
amplification of the light of a background star when crossing the
source line of sight (micro-lensing method; see Beaulieu, this special
issue). All these techniques are used today. As each of them only
allows for a limited exploration of the exoplanet parameter space, all
are needed to get a full picture of the diversity of exoplanetary
systems.

Before the nineties, astronomers expected exoplanetary systems to be
more or less similar to our solar system, with small-size, rocky
planets orbiting within their inner regions, and giant planets orbiting
outwards. Therefore, they mainly searched for planets similar to
Jupiter, which, among the solar system planets, would induce the
strongest imprint on the Sun signals if the later was seen as a
neighbor star. It has been a surprise for everyone that the very first
planets discovered were radically different from any of the solar
system planets: two planets with masses of about 3 Earth masses were
found around a pulsar and a 0.5 Jupiter-mass (min. mass) planet was
detected at 0.05 au from its parent star 51 Pegasus, which is a hundred
times closer than Jupiter to the Sun. The existence of planets around
pulsars or very close-in gaseous giant planets (so called Hot Jupiters)
had not been anticipated. A decade later, super massive giants have
been imaged orbiting at hundreds of au, well beyond the orbit of our
solar system planets. Such bodies were also unexpected, and called for
new modeling to explain their formation processes. Studying the
formation and early evolution of exoplanets, from the collapse of
molecular clouds to fully built systems with planets, asteroids, comets
(Lecavelier, this special issue), dust, has become a major field in
exoplanetology. This fascinating area has been richly fed, in
particular, by images of protoplanetary and debris disks (Boccaletti,
this special issue) with high contrast imagers at various wavelengths.
Finally, the interaction between Hot Jupiters and the central star
(irradiation, tides, magnetic interactions; Strugarek, this special issue) has
also been modeled and shown to explain some of the properties of these
unexpected exoplanets.

Thirty years of intensive observations have allowed us to further
explore the diversity of exoplanets, in terms of physical properties,
as well as in terms of orbital properties. 

The variety of exoplanets orbits is not limited to their distance to
their parent stars. Exoplanets orbiting well above the star equatorial
plan (the so-called miss-aligned planets), and retrograde planets have
been detected. Finally, the architectures of the hundreds of
multi-planetary systems discovered to date have nothing to do with that
of our solar system and reveal a fascinating diversity.

The exoplanets mass, radius and densities happen to vary from one
planet to the other, which indicates a diversity in exoplanets
interiors. Their atmospheres, even though barely characterized so far,
also reveal a diversity. The ${\sim}$5000 exoplanets known
today have allowed us to identify classes of planets that are not
represented in the solar system. Two new classes are the Hot Jupiters
and the remote super Jupiters mentioned above. Another, very intriguing
one is the super-Earths and mini-Neptunes, which represent the most
common type of planets in the inner systems detected so far. As their
names suggest, these planets have masses between the Earth and Neptune
masses, i.e. 1--17 Earth-mass; depending on their densities, they are
either rocky or metallic, with or without an extended gaseous envelope,
or, alternatively, mostly gaseous. Some of them are also water-rich.
Subsequent observations will help defining sub-classes among this
fascinating population of exoplanets. 

The variety of exoplanets physical and orbital properties has led us to
admit that the processes that lead from the proto solar nebulae to our
solar system planets, might not be universal. While accretion of gas on
to a solid several Earth-masses core orbiting beyond the ice-line is
the current paradigm to explain the formation of our solar system gas
giants, disk gravitational instabilities could be working as well to
form giant planets. Furthermore, the existence of Hot Jupiters, of
misaligned or retrograde exoplanets, and of remote exoplanets indicates
that additional dynamical processes such disk--planet or planet--planet
interactions occur during or after planet formation and play a major
role in building the final shape of the exoplanetary systems (Crida,
this special issue). The increasing computational capabilities allows us today
to simulate planetary systems formation, starting from disks composed
of planet embryos, gas and dust, and considering an ever-growing number
of physical processes to shape up the planets, and to account for
planet--disk or planet--planet interactions. These population synthesis
models generate planetary systems whose properties can ultimately be
compared to the observations, to constrain formation process models. A
detailed statistical comparison requires, though, knowing a large
number of exoplanets around stars of given properties (mass,
metallicity, age, etc).

Even though ${\sim}$5000 exoplanets are known today, the
diversity in terms of planets physical properties, systems
architectures, and parent stars properties is not fully explored. In
particular, Earth-mass planets orbiting at 1 au from sun-like star and
beyond cannot be detected with the RV technique today because of
stellar activity that produces noise in the RV data (Meunier, this
special issue). Also, the population of Jupiter-mass planets and lighter
giants orbiting beyond 5--10 au (i.e. at distances of the solar system
giant planets) from mature stars is very poorly constrained by the RV
technique; it is furthermore hardly accessible by the transit
technique, nor by direct imaging (which is today sensitive only to
young planets). As a consequence, it is not possible to tell whether
the solar system as a whole is rare or not. Furthermore, some planets
may be detected around peculiar classes of stars only. For instance,
remote Jupiters have been detected mostly around young stars (typically
younger than a few hundreds of Myr), while the bulk of RV or transiting
planets have been detected around mature stars. Finally, planets
lighter than the Earth have been found around cool stars, but they
remain out of reach of current instruments when Sun-like stars are
considered. All these limitations are due to the intrinsic properties
of the stars (stellar noise) and/or to instrumental limitations. 

The study of exoplanets atmospheres is a fascinating domain (Charnay 
\etal, this special issue). Our knowledge is still embryonic, despite a massive
use of the Hubble Space Telescope or ground based over the last
decades. The spectra of close-in planets indeed happen often
featureless, due to the presence of hazes or clouds. Nonetheless,
molecules such as CO, H\tsub{2}O, CH\tsub{4},
CO\tsub{2} as well as atomic species have been detected in the
atmospheres of a few (${\sim}$35) close-in exoplanets with
transit spectroscopy. Molecular, atomic species, and clouds have also
been identified in the atmospheres of young, supermassive remote
Jupiters, combining direct imaging and spectroscopy. The recently
launched James Webb Space Telescope (JWST) already showed its unique
capabilities to characterize exoplanet atmospheres, and is expected to
revolutionize this domain.

To further explore the parameter-space of exoplanets, new
infrastructures and instruments are currently developed, with increased
detection sensitivities thanks to larger apertures (Extremely Large
Telescopes, ELTs) or to space observations that overcome the atmosphere
effects (Nancy Roman Space Telescope, PLATO). Interestingly, the
detection methods remain the same as those used in the past decades.
Lighter exoplanets will be found, at various distances from their
parent star. Indirect detection of super Earths or even Earth analogs
around solar-type stars will finally become possible, probably when
combining several instruments such as PLATO and the ELTs. Imaging such
planets will require extremely demanding instruments on the ELTs or new
generations of space instruments, currently under study. The use of
current infrastructures, such as 10m class telescopes and even smaller
telescopes will, however, remain essential for preparatory study and/or
the follow ups of ELTs or space telescopes observations. 

Exoplanets characterization will rely again on spectroscopy with
improved sensitivity on ground based (ELTs) or space (ARIEL)
infrastructures. Innovative approaches are developed to increase the
characterization capabilities. 

A full characterization of the atmosphere of Earth analogs around
solar-type stars may require new space projects such as HWO or LIFE,
currently under study for the 2040$+$ horizon. As rocky exoplanets
orbiting stars cooler than the Sun such as K or M stars are more easily
accessible, a lot of efforts are currently spent to search for and
study such exoplanets. It is expected that JWST, and the ELTs in
particular, will allow major progresses in the investigation of the
atmospheres of such exoplanets. 

One major goal of exoplanetology is to search for life on rocky planets
orbiting solar-type stars at distances comparable to the Earth. In such
a region, somehow misleadingly called the Habitable Zone, liquid water
could be present at the surface of the planet. This is driven by the
fact that, on Earth (the only example we know of life-hosting planet),
we think that water is needed to allow life to appear and thrive. It
has to be noticed, though, that the development of life probably
depends on more conditions that we have not fully captured so far.
Also, we know from geology and paleontology that life on Earth has
dramatically evolved over time. 


Signatures of life (Mazevet \etal, this special issue) can be found only
indirectly, studying the properties and chemical composition of the
atmospheres of exoplanets as revealed by medium to high resolution
spectroscopy, and comparing these properties with those of known
atmospheres (Earth, Venus, Mars) or to outputs of theoretical models.
Will we ever be able to claim that life is unquestionably present on a
given planet, based on the knowledge of its mass, radius and its
atmosphere and on the knowledge of its parent star and its fellow
planets? Or, will the existence of life be based on statistical
consideration based on a large number of exoplanets? The question is
open. In any case, a lot has still to be done, in the search for
suitable planets, and in the development of sophisticated models that
take into account complex chemistry, geological and biotic activity. 

Whatever the outcome of the search for life, understanding the
formation and evolution of planetary systems, exploring their
diversity, and understanding our origins is a fascinating goal, not
only for exoplanetologists, but for all of humanity. 


\selectlanguage{french}
\section*{{Version fran\c{c}aise}}

Il y a plusieurs dizaines de si\`{e}cles, \'{E}picure conjecture que
les autres mondes sont \guillemotleft{}~illimit\'{e}s en
nombre~{}\guillemotright\ et divers, soit semblables \`{a} notre monde,
soit diff\'{e}rents. A l'inverse, Platon ou Aristote ne croient pas
\`{a} l'existence d'autres mondes. Il convient toutefois de noter que
ces  savants/philosophes ne partageaient pas la m\^{e}me d\'{e}finition
du terme \guillemotleft{}~monde~{}\guillemotright. L'absence d'outils
d'observation et de conceptualisation  fait de cette question un
domaine essentiellement abstrait et sp\'{e}culatif, jamais
\'{e}loign\'{e} des pr\'{e}occupations religieuses et philosophiques.
En tout \'{e}tat de cause, le mod\`{e}le g\'{e}ocentrique du monde
h\'{e}rit\'{e} d'Hipparque et de Ptol\'{e}m\'{e}e n'invite pas \`{a}
envisager l'existence d'autres mondes tels que nous les concevons
aujourd'hui. La situation reste inchang\'{e}e pendant plus de 13
si\`{e}cles, jusqu'\`{a} ce que Copernic mette le Soleil au centre du
Monde. Cette vision profond\'{e}ment nouvelle, permet le
d\'{e}veloppement de l'astronomie et de la physique modernes.
Galil\'{e}e ouvre de nouvelles fen\^{e}tres pour l'observation des
objets c\'{e}lestes, Kepler d\'{e}crit le mouvement des plan\`{e}tes du
syst\`{e}me solaire autour du soleil, Newton formalise les bases de la
physique gravitationnelle. Descartes, Swedenborg, Kant, Buffon, Laplace
proposent les premi\`{e}res th\'{e}ories sur la formation du
syst\`{e}me solaire au 18e si\`{e}cle. \`{A} cette \'{e}poque, la
question de l'existence d'autres mondes peut enfin \^{e}tre abord\'{e}e
d'un point de vue scientifique.

L'observation des exoplan\`{e}tes reste cependant impossible pendant
des si\`{e}cles en raison de limitations techniques. En effet, les
exoplan\`{e}tes sont si peu lumineuses et angulairement si  pr\`{e}s de
leurs \'{e}toiles parentes, m\^{e}me pour nos voisines les plus
proches, qu'il ne sera pas possible de les imager avant le si\`{e}cle
actuel, lorsque des technologies innovantes telles que l'optique
adaptative et la coronographie sont devenues disponibles (voir Chauvin,
ce num\'ero sp\'ecial ; Galicher, ce num\'ero sp\'ecial ; Lacour, ce num\'ero sp\'ecial). Cela explique
pourquoi, dans les ann\'{e}es 1950, les astronomes con\c{c}oivent
d'autres m\'{e}thodes de d\'{e}tection des plan\`{e}tes, que l'on
appelle aujourd'hui des techniques indirectes. Au lieu de rechercher le
tr\`{e}s faible signal envoy\'{e} par les exoplan\`{e}tes, il s'agit
de d\'{e}tecter les signatures que les plan\`{e}tes peuvent imprimer
\`{a} leurs \'{e}toiles parentes. En particulier, selon les lois de
Kepler, l'\'{e}toile et les plan\`{e}tes se d\'{e}placent autour de
leur centre de masse commun. L'une des id\'{e}es est de d\'{e}tecter le
petit mouvement de l'\'{e}toile dans le plan du ciel induit par la ou
les plan\`{e}tes qu'elle abrite (m\'{e}thode astrom\'{e}trique ; voir
Sozzetti, ce num\'ero sp\'ecial). Une autre id\'{e}e consiste \`{a} d\'{e}tecter
les petites variations de la vitesse de l'\'{e}toile, le long de la
ligne de vis\'{e}e d'un observateur sur Terre, induites par les
plan\`{e}tes en orbite (m\'{e}thode des vitesses radiales, not\'{e}e VR
dans la suite ; voir Moutou, ce num\'ero sp\'ecial ; Mayor, ce num\'ero sp\'ecial). Une
troisi\`{e}me m\'{e}thode consiste \`{a} surveiller la lumi\`{e}re de
l'\'{e}toile et \`{a} d\'{e}tecter l'infime variation due au passage
d'une plan\`{e}te entre l'\'{e}toile et l'observateur (m\'{e}thode du
transit).

Pour toutes ces m\'{e}thodes, l'empreinte du signal de
l'exoplan\`{e}te est tr\`{e}s faible, ce qui se traduit par des
capacit\'{e}s instrumentales tr\`{e}s exigeantes qui ont pu \^{e}tre
atteintes au cours des d\'{e}cennies suivantes. Il est remarquable
qu'en d\'{e}pit de fausses alertes notables, comme la d\'{e}couverte
astrom\'{e}trique annonc\'{e}e de plan\`{e}tes autour de l'\'{e}toile
de Barnard dans les ann\'{e}es 60, les trois m\'{e}thodes se soient
r\'{e}v\'{e}l\'{e}es fructueuses avant le d\'{e}but du si\`{e}cle
dernier. D'autres m\'{e}thodes sont identifi\'{e}es par la suite,
notamment l'amplification de la lumi\`{e}re d'une \'{e}toile de fond
lorsqu'elle croise la ligne de vis\'{e}e de la source (m\'{e}thode des
microlentilles ; voir Beaulieu, ce num\'ero sp\'ecial). Toutes ces techniques
restent utilis\'{e}es aujourd'hui. Chacune d'entre elles ne permettant
qu'une exploration limit\'{e}e de l'espace des propri\'{e}t\'{e}s
possibles des exoplan\`{e}tes (masse, param\`{e}tres orbitaux), toutes
sont n\'{e}cessaires pour appr\'{e}hender la diversit\'{e} des
syst\`{e}mes exoplan\'{e}taires.

Avant les ann\'{e}es 90, les astronomes s'attendaient \`{a} ce que les
syst\`{e}mes exoplan\'{e}taires soient plus ou moins similaires \`{a}
notre syst\`{e}me solaire, avec des plan\`{e}tes rocheuses de petite
taille en orbite dans leurs r\'{e}gions internes, et des plan\`{e}tes
g\'{e}antes en orbite \`{a} l'ext\'{e}rieur. C'est pourquoi ils ont
principalement recherch\'{e} des plan\`{e}tes similaires \`{a} Jupiter,
qui, parmi les plan\`{e}tes du syst\`{e}me solaire, induirait
l'empreinte la plus forte sur les signaux du Soleil si ce dernier
\'{e}tait consid\'{e}r\'{e} comme une \'{e}toile voisine. Cependant,
les toutes premi\`{e}res plan\`{e}tes d\'{e}couvertes dans les
ann\'{e}es 90 sont radicalement diff\'{e}rentes des plan\`{e}tes du
syst\`{e}me solaire : deux plan\`{e}tes d'une masse d'environ 3 masses
terrestres sont d\'{e}couvertes autour d'un pulsar et une plan\`{e}te
d'une masse de 0,5 Jupiter (masse minimale) est d\'{e}tect\'{e}e autour
de 51 Pegasus \`{a} 0,05 unit\'{e} astronomique (UA), soit cent fois
plus proche que Jupiter du Soleil. L'existence de plan\`{e}tes autour
de pulsars ou de plan\`{e}tes g\'{e}antes gazeuses tr\`{e}s proches
(appel\'{e}es Jupiters chauds) n'avait pas \'{e}t\'{e} anticip\'{e}e.
Dix ans plus tard, des g\'{e}antes super massives sont imag\'{e}es en
orbite \`{a} des centaines d'UA, bien au-del\`{a} de l'orbite des
plan\`{e}tes connues de notre syst\`{e}me solaire. Une formation in
situ de ces plan\`{e}tes proches et lointaines n'est pas envisageable
par les processus qui ont men\'{e}, pense-t-on, \`{a} la formation des
g\'{e}antes du syst\`{e}me solaire. L'\'{e}tude de la formation et de
l'\'{e}volution pr\'{e}coce des exoplan\`{e}tes, depuis l'effondrement
des nuages mol\'{e}culaires jusqu'aux syst\`{e}mes enti\`{e}rement
construits avec des plan\`{e}tes, des ast\'{e}ro\"{i}des, des
com\`{e}tes (Lecavelier, ce num\'ero sp\'ecial), des poussi\`{e}res, est ainsi
devenue un domaine majeur de l'exoplan\'{e}tologie. Ce domaine
fascinant a \'{e}t\'{e} richement aliment\'{e}, en particulier, par des
images de disques protoplan\'{e}taires et de disques de d\'{e}bris
(Boccaletti, ce num\'ero sp\'ecial) avec des imageurs \`{a} haut contraste \`{a}
diff\'{e}rentes longueurs d'onde. Enfin, l'interaction entre les
Jupiters chauds et l'\'{e}toile centrale (irradiation, mar\'{e}es,
interactions magn\'{e}tiques ; Strugarek, ce num\'ero sp\'ecial) a \'{e}galement
\'{e}t\'{e} mod\'{e}lis\'{e}e et a permis d'expliquer certaines des
propri\'{e}t\'{e}s de ces exoplan\`{e}tes inattendues.

Trente ann\'{e}es d'observations intensives nous ont permis d'explorer
plus avant la diversit\'{e} des exoplan\`{e}tes, tant en termes de
propri\'{e}t\'{e}s physiques que de propri\'{e}t\'{e}s orbitales.

La vari\'{e}t\'{e} des orbites des exoplan\`{e}tes n'est pas
limit\'{e}e \`{a} la distance qui les s\'{e}pare de leur \'{e}toile
m\`{e}re. Des exoplan\`{e}tes orbitant bien au-dessus du plan
\'{e}quatorial de l'\'{e}toile (les plan\`{e}tes mal align\'{e}es) et
des plan\`{e}tes r\'{e}trogrades ont \'{e}t\'{e} d\'{e}tect\'{e}es.
Enfin, les architectures des centaines de syst\`{e}mes
multi-plan\'{e}taires d\'{e}couverts \`{a} ce jour n'ont rien \`{a}
voir avec celle de notre syst\`{e}me solaire et r\'{e}v\`{e}lent une
diversit\'{e} fascinante.

La masse, le rayon et la densit\'{e} des exoplan\`{e}tes varient d'une
plan\`{e}te \`{a} l'autre, ce qui indique une diversit\'{e} de
structures internes des exoplan\`{e}tes. Leurs atmosph\`{e}res, bien
que peu  explor\'{e}es encore, r\'{e}v\`{e}lent \'{e}galement une
grande diversit\'{e}.

Les quelque 5000 exoplan\`{e}tes connues aujourd'hui nous ont permis
d'identifier des classes de plan\`{e}tes qui ne sont pas
repr\'{e}sent\'{e}es dans le syst\`{e}me solaire. Deux nouvelles
classes sont les Jupiters chauds et les super Jupiters \'{e}loign\'{e}s
mentionn\'{e}s ci-dessus. Une autre, tr\`{e}s intrigante, est celle des
super-Terres et des mini-Neptunes, qui repr\'{e}sentent le type de
plan\`{e}tes le plus courant dans les syst\`{e}mes internes
d\'{e}tect\'{e}s jusqu'\`{a} pr\'{e}sent. Comme leur nom l'indique, ces
plan\`{e}tes ont une masse comprise entre celle de la Terre et celle de
Neptune, c'est-\`{a}-dire entre 1 et 17 masses terrestres ; en fonction
de leur densit\'{e}, elles sont soit rocheuses, soit m\'{e}talliques,
avec ou sans enveloppe gazeuse \'{e}tendue, ou encore essentiellement
gazeuses. Certaines d'entre elles sont \'{e}galement riches en eau. Des
observations ult\'{e}rieures permettront de d\'{e}finir des
sous-classes parmi cette population fascinante d'exoplan\`{e}tes.

La vari\'{e}t\'{e} des propri\'{e}t\'{e}s physiques et orbitales des
exoplan\`{e}tes nous a amen\'{e}s \`{a} admettre que les processus qui
conduisent des n\'{e}buleuses protosolaires aux plan\`{e}tes de notre
syst\`{e}me solaire ne sont peut-\^{e}tre aussi divers. Alors que
l'accr\'{e}tion de gaz sur un noyau solide de plusieurs masses
terrestres en orbite au-del\`{a} de la ligne de d\'{e}marcation dite
ligne des glaces est le paradigme actuel pour expliquer la formation
des g\'{e}antes gazeuses de notre syst\`{e}me solaire, des
instabilit\'{e}s gravitationnelles dans le disque protoplan\'{e}taire
pourraient \'{e}galement \^{e}tre \`{a} l'origine de la formation de
plan\`{e}tes g\'{e}antes. En outre, l'existence de Jupiters chauds,
d'exoplan\`{e}tes non align\'{e}es ou r\'{e}trogrades et
d'exoplan\`{e}tes lointaines indique que des processus dynamiques
suppl\'{e}mentaires tels que des interactions disque--plan\`{e}te ou
plan\`{e}te--plan\`{e}te se produisent pendant ou apr\`{e}s la formation
de la plan\`{e}te et jouent un r\^{o}le majeur dans la construction de
l'architecture finale des syst\`{e}mes exoplan\'{e}taires (Crida, ce
num\'ero sp\'ecial). L'augmentation des capacit\'{e}s de calcul nous permet
aujourd'hui de simuler la formation de syst\`{e}mes plan\'{e}taires, en
partant de disques compos\'{e}s d'embryons de plan\`{e}tes, de gaz et
de poussi\`{e}res, en tenant compte d'un nombre toujours croissant de
processus physiques pour rendre compte des interactions
plan\`{e}te--disque ou plan\`{e}te--plan\`{e}te. Ces mod\`{e}les de
synth\`{e}se de population g\'{e}n\`{e}rent des syst\`{e}mes
plan\'{e}taires dont les propri\'{e}t\'{e}s peuvent finalement \^{e}tre
compar\'{e}es aux observations, afin de contraindre les mod\`{e}les de
processus de formation. Une comparaison statistique d\'{e}taill\'{e}e
n\'{e}cessite cependant de conna\^{i}tre un tr\`{e}s grand nombre
d'exoplan\`{e}tes autour d'\'{e}toiles ayant des propri\'{e}t\'{e}s
donn\'{e}es (masse, m\'{e}tallicit\'{e}, \^{a}ge, etc.).

Bien que pr\`{e}s de 5500 exoplan\`{e}tes soient connues aujourd'hui,
la diversit\'{e} en termes de propri\'{e}t\'{e}s physiques des
plan\`{e}tes, d'architectures des syst\`{e}mes et de propri\'{e}t\'{e}s
des \'{e}toiles parentes n'est pas enti\`{e}rement explor\'{e}e. En
particulier, les plan\`{e}tes de masse terrestre orbitant \`{a} 1 au
d'une \'{e}toile semblable au soleil et au-del\`{a} ne peuvent pas
\^{e}tre d\'{e}tect\'{e}es aujourd'hui avec la technique de VR en
raison de l'activit\'{e} stellaire qui produit du bruit dans ce type de
donn\'{e}es de VR (Meunier, ce num\'ero sp\'ecial). De m\^{e}me, la population de
plan\`{e}tes de masse Jupiter et de g\'{e}antes plus l\'{e}g\`{e}res
orbitant au-del\`{a} de 5--10 au (c'est-\`{a}-dire \`{a} des distances
de plan\`{e}tes g\'{e}antes du syst\`{e}me solaire) des \'{e}toiles
matures est tr\`{e}s mal contrainte par la technique VR ; elle est en
outre difficilement accessible par la technique du transit, ou par
l'imagerie directe (qui n'est aujourd'hui sensible qu'aux jeunes
plan\`{e}tes). En cons\'{e}quence, il n'est pas possible de dire
aujourd'hui si le syst\`{e}me solaire dans son ensemble est rare ou
non. En outre, certaines plan\`{e}tes ne peuvent \^{e}tre
d\'{e}tect\'{e}es qu'autour de classes particuli\`{e}res d'\'{e}toiles.
Par exemple, les Jupiters \'{e}loign\'{e}s ont \'{e}t\'{e}
d\'{e}tect\'{e}s principalement autour d'\'{e}toiles jeunes
(typiquement plus jeunes que quelques centaines de millions
d'ann\'{e}es), alors que la plupart des plan\`{e}tes VR ou des
plan\`{e}tes en transit ont \'{e}t\'{e} d\'{e}tect\'{e}es autour
d'\'{e}toiles matures. Enfin, des plan\`{e}tes plus l\'{e}g\`{e}res que
la Terre ont \'{e}t\'{e} trouv\'{e}es autour d'\'{e}toiles froides,
mais de telles plan\`{e}tes qui orbiteraient cette fois autour
d'\'{e}toiles semblables au Soleil restent hors de port\'{e}e des
instruments actuels. Toutes ces limitations sont dues aux
propri\'{e}t\'{e}s intrins\`{e}ques des \'{e}toiles (bruit stellaire)
et/ou aux limitations instrumentales.

L'\'{e}tude des atmosph\`{e}res des exoplan\`{e}tes est un domaine
fascinant (Charnay \etal, ce num\'ero sp\'ecial). Nos connaissances sont encore
embryonnaires, malgr\'{e} une utilisation massive du t\'{e}lescope
spatial Hubble ou d'observatoires au sol au cours des derni\`{e}res
d\'{e}cennies. Les spectres des plan\`{e}tes proches sont en effet
souvent d\'{e}pourvus de caract\'{e}ristiques, en raison de la
pr\'{e}sence de brumes ou de nuages. N\'{e}anmoins, des mol\'{e}cules
telles que CO, H\tsub{2}O, CH\tsub{4}, CO\tsub{2} ainsi que des esp\`{e}ces atomiques ont
\'{e}t\'{e} d\'{e}tect\'{e}es dans les atmosph\`{e}res de quelques
(${\sim}$35) exoplan\`{e}tes proches gr\^{a}ce \`{a} la
spectroscopie de transit. Des esp\`{e}ces mol\'{e}culaires, atomiques
et des nuages ont \'{e}galement \'{e}t\'{e} identifi\'{e}s dans
l'atmosph\`{e}re de jeunes Jupiters supermassifs \'{e}loign\'{e}s, en
combinant l'imagerie directe et la spectroscopie. Le t\'{e}lescope
spatial James Webb (JWST), r\'{e}cemment lanc\'{e}, a d\'{e}j\`{a}
montr\'{e} ses capacit\'{e}s uniques \`{a} caract\'{e}riser les
atmosph\`{e}res des exoplan\`{e}tes et devrait r\'{e}volutionner ce
domaine.

Pour explorer davantage l'espace des param\`{e}tres des
exoplan\`{e}tes, de nouvelles infrastructures et de nouveaux
instruments sont actuellement d\'{e}velopp\'{e}s, avec des
sensibilit\'{e}s de d\'{e}tection accrues gr\^{a}ce \`{a} des
ouvertures plus grandes (Extremely Large Telescopes ou ELT) ou \`{a}
des observations spatiales qui ne subissent pas les effets de
l'atmosph\`{e}re (t\'{e}lescope spatial Nancy Roman, PLATO). Il est
int\'{e}ressant de noter que les m\'{e}thodes de d\'{e}tection restent
les m\^{e}mes que celles utilis\'{e}es au cours des derni\`{e}res
d\'{e}cennies. Des exoplan\`{e}tes plus l\'{e}g\`{e}res seront
trouv\'{e}es, \`{a} diff\'{e}rentes distances de leur \'{e}toile
m\`{e}re. La d\'{e}tection indirecte de super-Terres autour
d'\'{e}toiles de~type solaire deviendra enfin possible, probablement en
combinant plusieurs instruments tels~que PLATO et les t\'{e}lescopes au
sol. L'imagerie de telles plan\`{e}tes n\'{e}cessitera des instruments
extr\^{e}mement exigeants sur les ELT ou de nouvelles
g\'{e}n\'{e}rations d'instruments spatiaux  actuellement \`{a}
l'\'{e}tude. L'utilisation des infrastructures actuelles, telles que
les t\'{e}lescopes de la classe des~10~m et m\^{e}me des t\'{e}lescopes
plus petits, restera cependant essentielle pour les \'{e}tudes
pr\'{e}paratoires et/ou le suivi des observations des t\'{e}lescopes
g\'{e}ants au sol ou des t\'{e}lescopes spatiaux.

La caract\'{e}risation des exoplan\`{e}tes reposera \`{a} nouveau sur
la spectroscopie avec une sensibilit\'{e} am\'{e}lior\'{e}e sur les
infrastructures terrestres (ELTs) ou spatiales (ARIEL). Des approches
innovantes sont d\'{e}velopp\'{e}es pour augmenter ces capacit\'{e}s.

Une caract\'{e}risation compl\`{e}te de l'atmosph\`{e}re des jumelles
de la Terre (plan\`{e}tes rocheuses en orbite autour d'\'{e}toiles de
type solaire \`{a} des distances comparables \`{a} celle de la Terre)
pourrait n\'{e}cessiter de nouveaux projets spatiaux tels que
l'Habitable World Observatory (HWO, NASA) ou LIFE (ESA), actuellement
\`{a} l'\'{e}tude pour l'horizon 2040$+$. Les exoplan\`{e}tes rocheuses
en orbite autour d'\'{e}toiles plus froides que le Soleil, telles que
les \'{e}toiles K ou M, \'{e}tant plus facilement accessibles, beaucoup
d'efforts sont actuellement consacr\'{e}s \`{a} la recherche et \`{a}
l'\'{e}tude de ces exoplan\`{e}tes. On s'attend \`{a} ce que le JWST et
les ELT permettent des avanc\'{e}es majeures dans l'\'{e}tude de
l'atmosph\`{e}re de ces exoplan\`{e}tes.

L'un des principaux objectifs de l'exoplan\'{e}tologie est la recherche
de la vie sur des jumelles de la Terre. Dans une  r\'{e}gion autour
d'une \'{e}toile, appel\'{e}e, \`{a} tort, zone habitable, de l'eau
liquide pourrait \^{e}tre pr\'{e}sente \`{a} la surface de la
plan\`{e}te. Ce terme s'explique par le fait que, sur la Terre (le seul
exemple que nous connaissions de plan\`{e}te abritant la vie), nous
pensons que l'eau liquide est n\'{e}cessaire pour permettre \`{a} la
vie d'appara\^{i}tre et de se d\'{e}velopper. La recherche de
plan\`{e}tes dans de telles r\'{e}gions est l'objet de recherches
intensives. Il convient toutefois de noter que le d\'{e}veloppement de
la vie d\'{e}pend probablement d'autres conditions que nous n'avons pas
encore totalement appr\'{e}hend\'{e}es. Par ailleurs, la g\'{e}ologie
et la pal\'{e}ontologie nous apprennent que la vie sur Terre a
\'{e}volu\'{e} de fa\c{c}on importante au fil du temps.

Les signes de vie (Mazevet \etal, ce num\'ero sp\'ecial) ne peuvent \^{e}tre
trouv\'{e}s qu'indirectement, en \'{e}tudiant les propri\'{e}t\'{e}s et
la composition chimique des atmosph\`{e}res des exoplan\`{e}tes telles
qu'elles sont r\'{e}v\'{e}l\'{e}es par la spectroscopie \`{a} moyenne
et haute r\'{e}solution, et en comparant ces propri\'{e}t\'{e}s avec
celles des atmosph\`{e}res connues (Terre, V\'{e}nus, Mars) ou avec les
r\'{e}sultats des mod\`{e}les th\'{e}oriques. Pourrons-nous un jour
affirmer que la vie est incontestablement pr\'{e}sente sur une
plan\`{e}te donn\'{e}e, sur la base de la connaissance de sa masse, de
son rayon et de son atmosph\`{e}re, ainsi que de la connaissance de son
\'{e}toile parente et de ses autres plan\`{e}tes ? Ou bien l'existence
de la vie reposera-t-elle sur des r\'{e}sultats statistiques bas\'{e}es
sur un grand nombre d'exoplan\`{e}tes ? La question est  ouverte. Quoi
qu'il en soit, beaucoup reste \`{a} faire dans la recherche des
syst\`{e}mes et des plan\`{e}tes ad\'{e}quates et dans le
d\'{e}veloppement de mod\`{e}les sophistiqu\'{e}s qui tiennent compte
de la complexit\'{e} de la chimie et de l'activit\'{e} g\'{e}ologique
et biotique.  

Quelle que soit l'issue de la recherche de la vie, comprendre la
formation et l'\'{e}volution des syst\`{e}mes plan\'{e}taires, explorer
leur diversit\'{e} et comprendre nos origines est un objectif
fascinant, non seulement pour les exoplan\'{e}tologues, mais pour
l'ensemble de l'humanit\'{e}.

%\vspace*{1cm}
%
%\hspace*{8.6cm}\begin{xxminipage}
%
%Anne-Marie Lagrange 
%
%France
%
%\textemail{anne-marie.lagrange@obspm.fr}\vspace*{.6cm}
%
%Daniel Rouan
%
%France
%
%\textemail{Daniel.Rouan@obspm.fr}
%
%\end{xxminipage}

\back{}

\end{document}
