Exoplanètes

Auteur: Jean Schneider

Introduction

introductionIntroduction

Puisque le Soleil est une étoile comme les autres, il est naturel de se demander si celles-ci sont entourées d'un cortège planétaire comme l'est notre astre du jour. Si elles existent, à quoi ressemblent ces planètes ? Sont-elles semblables aux planètes du système solaire ou bien sont-elles très différentes ? Enfin, on peut se poser la question excitante de savoir si sur certaines de ces "exoplanètes" peut se développer une forme de vie.

Nous vivons une époque extraordinaire où l'on peut commencer à donner une réponse scientifique à ces questions.

Le présent chapitre fait le point sur l'ensemble de ces questions, depuis les récentes découvertes aux perspectives futures jusque dans les années 2020 - 2030.

Définition d'une planète

Rôle de l'énergie nucléaire interne

Une planète se distingue d'une étoile essentiellement par le fait qu'elle n'a pas de source d'énergie interne durable sur des milliards d'années. Une telle source durable d'énergie ne peut être que d'origine nucléaire. Une planète est donc un corps sans énergie nucléaire interne. Les calculs montrent que les réactions thermonucléaires ne peuvent s'amorcer qu'au-dessus environ 13 fois la masse de Jupiter. Cette valeur fixe donc la limite au-dessus de laquelle un astre ne peut plus, selon la présente définition, être appelé "planète".

Scenarii de formation

Une autre différence entre une étoile et une planète est la manière dont elle se forme. Une étoile se forme par effondrement d'un nuage de gaz, alors que généralement, une planète se forme par condensation des particules de silicates ("poussières") et de glace dans un disque ("protoplanétaire") de matériaux divers qui est en orbite autour d'une étoile.

Les deux définitions précédentes conduisent à peu près au même résultat : une exoplanète est un corps de masse maximum environ 13 masses de Jupiter en orbite autour d'une étoile. Toutefois, il y a des exceptions à cette coïncidence :

Planètes plus massives que 13 Jupiters

Rien n'empêche que certaines planètes commencent, au cours de leur formation, par être moins massives que 13 fois Jupiter et qu'elles "grossissent" jusqu'à atteindre une masse supérieure à cette limite.

Planètes flottantes

Rien n'empêche que certains astres se forment par effondrement d'un nuage de gaz et de poussières mais n'atteignent pas la masse limite de 13 Jupiter. Ce sont des planètes selon la première définition, mais elles ne sont pas en orbite autour d'une étoile. On les appelle planètes flottantes.

Pourquoi chercher les exoplanètes ?

Première motivation : planétologie comparée

L'exploration du système solaire a montré à quel point les planètes de notre système planétaire diffèrent entre elles ; Il est donc intéressant de voir comment cette diversité se manifeste dans d'autres systèmes planétaires. On peut se poser de nombreuses questions à ce sujet :

De plus, il sera très intéressant de voir comment ces propriétés sont corrélées au type de l'étoile "parente", à sa position dans la Galaxie...

Une motivation à long terme : la recherche de vie

Une autre motivation, plus profonde, est de chercher à terme s'il peut y avoir une forme de vie dans certaines exoplanètes.

Méthodes de détection des exoplanètes

Auteur: Philippe Thébault

Méthodes de détection directe

Auteur: Philippe Thébault

Introduction

introductionIntroduction

Détecter une exoplanète, beaucoup moins lumineuse que son étoile et de plus extrêment près d'elle, vu depuis la Terre, est une tâche extrêmement difficile. Plusieurs méthodes ont cependant été proposées pour réaliser cet exploit, et la plupart d'entre elles marchent ! Nous allons ici présenter les principales, en ne brossant pour chacune d'elles que les grandes lignes, en commençant par les techniques les plus "naturelles" (imagerie directe) et en allant vers les méthodes de plus en plus "tarabiscotées".

Imagerie directe : une méthode intuitive

La méthode la plus naturelle à laquelle on pourrait penser a priori est celle de l'imagerie directe, à savoir essayer de détecter, sur une image, la faible lueur d'une planète à côté de son étoile parente. Cette méthode se heurte cependant à deux obstacles majeurs :

  1. L'éclat de la planète est extrêmement faible par rapport à celui de l'étoile
  2. A la distance où on observe le système, la planète va se trouver extrêmement proche de l'étoile sur l'image.

La combinaison de ces deux effets va faire que la planète risque d'être complètement noyée dans le halo de lumière de l'étoile. En raison de ces difficultés, la détection directe de planètes a longtemps été hors de portée, et c'est par d'autres méthodes que les premières exoplanètes ont été découvertes. Mais les techniques d'observation ont aujourd'hui suffisamment progressé pour rendre l'imagerie directe de planètes enfin possible. Et à ce jour, une trentaine d'exoplanètes ont été détectées par cette méthode. (voir le nombre actualisé de planètes détectées sur le site exoplanet.eu)

Nous allons dans ce chapitre voir tout d'abord plus en détail pourquoi l'observation directe est si difficile, avant de nous pencher sur les différentes techniques d'observation et les premiers résultats, spectaculaires, qui ont été obtenus.

Il y a deux régimes différents par lesquels on peut recevoir la lumière émanant d'une planète :

images/fluxplanete.png
Comparaison entre le spectre du Soleil et celui de 4 planètes du système solaire, ainsi que celui d'un "Jupiter chaud" (S.Seager, 2010). Les spectres planétaires montrent les deux types d'émission, le flux réfléchi à gauche et l'émission thermique à droite.
Crédit : S. Seager et A.Boccaletti (2010)

Sur la figure, on voit que le spectre réfléchi est prépondérant aux longueurs d'onde visibles. Aux plus grandes longueurs d'onde, l'émission thermique de la planète l'emporte sur le flux réfléchi. Plus la planète est proche de l'étoile, donc chaude, plus la transition entre les deux régimes se fait à petite longueur d'onde.

Imagerie directe : une méthode intuitive mais difficile

Difficulté d'une observation directe : Flux réfléchi - Flux thermique

Pour ces deux régimes, le paramètre crucial pour l'observation d'une exoplanète est le rapport entre le flux lumineux et celui de son étoile. Ce rapport est toujours très petit, mais sa valeur peut cependant fortement varier en fonction de la taille de la planète et de sa distance à l'étoile, ainsi que du régime (réfléchi ou thermique) dans lequel on observe.

Pour le flux stellaire réfléchi par la planète, ce rapport vaut, pour toutes les longueurs d'onde :

(A/4) *(R_(pl)/a)^2 *phi(t)

où A est l'albédo (pouvoir réflecteur) de la planète et phi(t) un "facteur de phase" qui indique la portion relative de la surface éclairée de la planète visible par l'observateur (analogue aux phases de la Lune ou de Vénus). R_(pl) est le rayon de la planète et a sa distance à l'étoile.

L'albédo dépend plus ou moins de la longueur d'onde en fonction du type et des conditions physiques de la planète.

Le flux thermique dépend quant à lui de la température de la planète. Si l'on néglige les sources de chaleur interne, cette température est fournie par le flux incident de l'étoile qui chauffe la planète. Elle est donnée par :

T_(pl)= racine(R_(étoile)/(2*a))*(1-A)^slash(1;4)*S

où S est un facteur caractérisant l'effet de serre. Ce dernier mesure la proportion du rayonnement de la planète qui ne peut s'en échapper car absorbé par son atmosphère. Le flux thermique a un spectre donné par la loi de Planck qui dépend de la température.

Spectre du corps noir application.png

Le rapport de flux thermique planète/étoile est alors très dépendant de la longueur d'onde :

(R_(pl)/a)^2 *(1/(1-exp(-h*c/(lambda * k*T))))

On remarque que, aussi bien dans le régime thermique que dans le régime réfléchi le rapport de flux planète/étoile est extrêmement faible. Comme par ailleurs la planète est, vue par l'observateur, très proche de son étoile, ce dernier est "ébloui" par l'étoile au détriment de la planète. Ceci illustre l'extrême difficulté de l'observation directe d'exoplanètes.

La réponse à cet inconvénient consiste à amoindrir fortement le flux de l'étoile sans amoindrir celui de la planète. Il y a pour cela deux techniques : la coronographie et l'extinction interférométrique de l'étoile.

Exercice : flux Terre vs Soleil

exerciceRapport de flux Terre/Soleil

Difficulté : ☆  

Question 1)

Quel est le rapport de flux réfléchi Terre/Soleil sachant que l'albédo de la Terre vaut 0.4 et phi(t)=0.5 ?

Imagerie directe : premières détections

Le cas le plus favorable pour l'observation directe est celui d'une planète loin de son étoile, pour qu'elle sorte du halo de celle-ci, et qui soit de plus de grande taille et très chaude afin que son flux thermique soit élevé. Ce cas idéal est malheureusement difficile à trouver, car en principe plus une planète est loin de son étoile, plus elle est froide. Par exemple, Jupiter, qui a une surface 100 fois plus grande que celle de la Terre, n'a pas un flux 100 fois plus grand du fait de sa température de surface beaucoup plus faible.

Il existe cependant un type de systèmes planétaires pour lesquels on peut trouver ce cas idéal d'une planète lointaine et chaude, à savoir les systèmes jeunes, pour lesquels les planètes conservent encore une grande partie de l'énergie thermique emmagasinée lors de leur formation. On pense ainsi que Jupiter, lorsqu'il était âgé de seulement 100 millions d'années, était beaucoup plus chaud qu'aujourd'hui et environ 1000 fois plus lumineux ! C'est donc vers l'observation de tels systèmes jeunes que se sont tournés les efforts de détection directe... et ces efforts ont enfin payé. Après la première image directe obtenue en 2004, plusieurs dizaines de détections ont eu lieu depuis. Les deux résultats les plus spectaculaires étant sans doute le système autour de l'étoile HR8799, avec pas moins de 4 planètes détectées, et la découverte de la planète autour de β Pictoris, dont l'existence avait été prévue depuis plus de 10 ans par l'observation du disque de poussière autour de cette étoile.

Le système planétaire autour de HR8799
images/HR8799crop.jpg
Image directe des 4 planètes en orbite autour de l'étoile HR8799. Le petit trait horizontal donne l'échelle : 20 AU (20 "unités astronomiques" correspond environ à la distance Soleil-Uranus. Cette image a été obtenue avec le télescope géant Keck, en masquant la lumière de l'étoile centrale avec un coronographe (voir page suivante).
Crédit : C.Marois & Keck Observatory

Il faut souligner que, même pour ces cas idéaux de planètes externes et chaudes, la détection directe relève toujours de la prouesse technique, tout le problème étant de faire ressortir la faible luminosité de la planète juste à côté de son éblouissante étoile hôte.

Imagerie directe : méthodes

Pour résoudre le problème majeur de l'imagerie directe, à savoir faire ressortir la faible lumière de la planète à côté d'une étoile infiniment plus brillante, il faut arriver à masquer la lumière de l'étoile sans toucher à celle de la planète. Pour celà, on utilise 2 techniques : la choronographie et l'extinction interférométrique.

Coronographie

Cette technique est sans doute la plus intuitive. Schématiquement, elle consiste à cacher l'étoile par une pastille (masque coronographique) dans le plan de l'image produite par le télescope. Elle a permis, dès les années 1980, de détecter des disques de poussières autour de nombreuses étoiles, et elle est aujourd'hui utilisée avec succès pour la détection d'exoplanètes (voir page précédente).

images/nulling.png
Schéma du montage optique qui fait interférer destructivement une étoile avec elle-même, ce qui permet d'augmenter le contraste planète/étoile.
Crédit : Jean Schneider

Extinction interférométrique

Une technique plus sophistiquée pour amoindrir le flux d'une étoile est d'utiliser un interféromètre constitué d'au moins 2 miroirs. On fait interférer "négativement" le flux stellaire passant par l'un des miroirs avec celui passant par un autre miroir. Cette interférence destructive éteint l'étoile, et on peut arranger la configuration de l'interféromètre pour que le flux issu de la planète ne soit pas éteint. En effet, comme les rayons lumineux issus de la planète viennent d'une direction légèrement différente de celle de l'étoile, le chemin parcouru par ces rayons n'est pas le même.

Méthodes de détection indirecte

Auteur: Philippe Thébault

Méthodes dynamiques : principe

Au vu de la difficulté d'observer directement une exoplanète, d'autres méthodes peuvent être envisagées, qui vont chercher à observer le mouvement induit par la planète sur son étoile.

Mouvement d'une étoile dû à une planète

On présente souvent les lois de Kepler en disant que l'orbite d'une planète est une ellipse dont son étoile occupe l'un des foyers. Mais l'on pourrait tout aussi bien dire que le couple étoile-planète tourne autour du centre de gravité de ce système. Certes, la masse de l'étoile étant beaucoup plus grande que celle de la planète, ce centre de gravité sera très proche du centre de l'étoile, mais pas tout à fait. Et ce "pas tout à fait" a ici une importance cruciale, car il fait que l'étoile a elle aussi un mouvement, décrivant une petite orbite autour du centre de gravité de son système.

Ainsi, pour une planète de masse Mpl dont l'orbite autour de son étoile de masse M* est une ellipse de demi-grand axe a, le mouvement de l'étoile autour du centre de gravité du système est une ellipse de demi-grand axe a* :

a_(étoile)=a*(M_(pl)/M_(étoile))

Dans le cas simplifié où la planète est sur orbite circulaire, a est constant et il en est donc de même de a* de sorte que l'étoile suit une trajectoire circulaire autour du centre de masse.

mouvement orbital d'un couple étoile-planète
Planet_reflex_200.gif
Mouvements respectifs d'une étoile et d'une planète moins massive autour du centre de gravité du système étoile-planète
Crédit : (Rtn20)

La période orbitale de l'étoile sera la même que celle de la planète et est donnée par la 3ème loi de Kepler :

P=2*pi*racine(a^3/G*(M_étoile+M_pl))

où G est la constante de la gravitation, G=6,6742*10^(-11) N*m^(2)*kg^(-2)

Du fait de la faible masse de la planète, le mouvement de l'étoile est très limité, mais il peut cependant s'observer, et ce de trois manières différentes :

Méthodes dynamiques : vitesses radiales

Cette méthode, même si elle n'est pas la plus simple dans son principe, est la première à avoir permis la découverte d'une exoplanète autour d'une étoile de type solaire en 1995. Elle a été pendant plusieurs années la méthode par laquelle la quasi-totalité des exoplanètes était trouvée. Même si aujourd'hui beaucoup d'autres méthodes moissonnent avec succès de nouvelles planètes, il n'en reste pas moins que plus de 2/3 des exoplanètes découvertes à ce jour l'ont été par la méthode des vitesses radiales.

Principe de la méthode
exoplanet_spectro.gif
Effet Doppler sur la lumière provenant d'une étoile perturbée par une planète. La lumière est décalée vers le bleu (courtes longueurs d'onde) lorsque l'étoile se rapproche de nous, et vers le rouge quand elle s'éloigne. La courbe en haut à droite donne la courbe de vitesse radiale de l'étoile que l'on peut déduire de son décalage Doppler.
Crédit : Observatoire de Paris/ASM Emmanuel Pécontal

Le principe de cette méthode est de détecter le mouvement d'une étoile en observant l'effet Doppler sur la lumière qui nous en provient. Quand l'étoile a un mouvement qui la fait se rapprocher de nous, sa lumière est décalée vers le bleu, alors qu'elle est décalée vers le rouge quand elle s'éloigne. L'amplitude de ces décalages est proportionnelle à la vitesse de l'étoile. Dans le cas simplifié où l'orbite de l'étoile (due à une planète) est parfaitement circulaire, la vitesse VR à laquelle elle s'éloigne ou se rapproche de nous varie en fonction du temps suivant :

(V_R)(t)=K*sin(2*pi*t/P)

où K est l'amplitude de la variation de (V_R)(t), donnée par : K=(M_(pl)*sin(i)/M_(étoile))*racine(GM_(étoile)/a)

où i est l'angle entre la ligne de visée de l'observateur et la perpendiculaire au plan de l'orbite de la planète. L'effet Doppler est maximum quand cet angle est égal à 90°, c'est-à-dire quand on regarde l'orbite "par la tranche". Quand i est nul, la vitesse de l'étoile n'a pas de composante radiale. Dans ce cas, même si une planète est présente, cette méthode ne permet pas de la détecter.

L'amplitude de l'effet Doppler induit par le mouvement de l'étoile est de l'ordre de K/c, où c est la vitesse de la lumière, c'est-à-dire de quelques m/s (la vitesse d'un homme qui court !) divisés par 300 000 km/s ! (voir ce petit exercice, pour calculer cet effet pour la Terre et pour Jupiter). Il s'agit donc de mesurer des effets extrêmements fins. A l'heure actuelle, on peut détecter des vitesses radiales de l'ordre de ∼0.5 m/s, c'est-à-dire qu'une "exo Terre" est presque à notre portée.

Méthodes dynamiques : vitesses radiales (suite)

On voit que cette méthode favorise la détection de planètes massives et proches de leur étoile, car l'amplitude K est directement proportionnelle à Mpl et inversement proportionnelle à racine(a). Et de fait, les premières planètes détectées par effet Doppler étaient des "Jupiter chaud", c'est-à-dire des planètes de la masse de Jupiter mais situées extrêmement près de leur étoile (plus près que Mercure). Le plus célèbre de ces Jupiter chaud est la planète 51 Pégase b, la toute première à avoir été détectée.

Courbe de vitesse de l'étoile 51 Pegase (1995)
51peg.gif
Cette courbe est historique, car elle correspond à la première détection d'une exoplanète autour d'une étoile de type solaire. Cette observation a été réalisée à l'Observatoire de Haute-Provence, par Michel Mayor et Didier Queloz, de l'Observatoire de Genève.
Crédit : (M.Mayor & D.Queloz)

Depuis 1995, quantité d'autres exoplanètes ont été découvertes par cette méthode. Et si initiallement la plupart d'entre elles étaient des Jupiter chaud (car ce sont les plus faciles à détecter), celles découvertes aujourd'hui sont de tout type : "Jupiter froid", "Neptune-chaud", "super-Terre", etc. Voir l'Encyclopédie des planètes extrasolaires pour une liste actualisée de toutes les exoplanètes découvertes par effet Doppler.

Exercice : vitesses radiales

exerciceApplication numérique Vitesse Radiale

Difficulté : ☆☆☆  

Question 1)

Sachant que l'Unité Astronomique (UA) vaut 1,5*10^(11) m, et que la masse du Soleil est de 1,989*10^(30) kg, quelle est l'amplitude K de variation de la vitesse d'une étoile de 1 masse solaire pour :

  • Une masse de Jupiter (1,9*10^(27) kg) à 5 UA sur une orbite inclinée de 60 degrés.
  • Pour une Terre (5,97*10^(24) kg) à 1 UA sur une orbite inclinée de 90 degrés.
  • Pour une masse de Jupiter à 0,05 UA pour une orbite inclinée de 10 degrés.

Autres méthodes dynamiques

Astrométrie

L'astrométrie consiste à mesurer un autre effet induit par la planète sur son étoile, non plus ses variations de vitesse (comme pour la méthode Doppler), mais les variations de sa position apparente sur le fond du ciel par rapport aux autres étoiles.

Mouvement astrométrique du Soleil vu à 10 parsecs
astrometric.jpg
Mouvement de notre étoile induit par son cortège de planètes, vu depuis une distance de 10 pc.

Cette méthode relève vraiment du défi, car par exemple, le mouvement induit par Jupiter sur le Soleil vu depuis l'étoile la plus proche (4 années-lumière) n'est que de 0.004" (environ 0.000001 degré !), soit beaucoup moins que la résolution des télescopes au sol les plus performants. La seule solution est de réaliser des observations ultra-précises sur des intervales de temps très longs, ou bien d'utiliser des télescopes spatiaux.

Cette méthode n'a, pour l'instant, pas encore porté ses fruits : elle a permis l'observation de planètes déjà détectées par d'autres méthodes mais encore pas la découverte de nouveaux objets. Cela devrait changer avec l'observatoire spatial européen GAIA.

Chronométrage

On peut aussi mesurer une autre conséquence indirecte de la présence d'une planète : la variation de la distance entre l'étoile et l'observateur. La meilleure méthode pour mesurer cette variation est de mesurer la variation Delta*T de temps que met la lumière à nous parvenir de l'étoile. A chaque instant cette variation est donnée par :

Delta*T(t)=a_(étoile)*sin(2*pi*t/P)*sin(i)

Pour mesurer cette variation le plus simple est de mesurer les variations de temps d'arrivée d'un signal périodique. Delta *T est alors le retard ou l'avance de l'instant d'arrivée du signal par rapport à un instant "nominal" (sans perturbation). Tout le problème est d'avoir à sa dispostion un système stellaire possédant un tel signal périodique. On connaît 2 types de systèmes possédants de tels signaux :

Transits planétaires

C'est la méthode qui a actuellement le "vent en poupe". Son principe est simple : si on a la chance d'observer un système étoile-planète exactement "par la tranche", alors on peut assister à un transit de la planète devant son étoile. Lors de ce transit une petite fraction de la lumière stellaire est cachée par la planète et donc le signal lumineux en provenance de l'étoile chute légèrement le temps du transit (voir Figure).

Simulation (animation)
anim-transit-deeg.gif
Crédit : Hans Deeg (Instituto de Astrofisica de Canarias)

La chute de luminosité est de l'ordre de (Rpl/R*)2, où Rpl est le rayon de la planète et R* celui de l'étoile. L'effet est certes petit, mais il est bien plus important que le rapport de luminosité directe entre la planète et l'étoile, qui est lui de l'ordre de (Rpl/d)2, où d est cette fois-ci la distance de la planète à l'étoile (voir exercice page suivante).

Exercice : méthode des transits (1)

exerciceEffet d'un transit Terre/Soleil et Jupiter/Soleil

Difficulté : ☆  

Question 1)

Quelle est la chute de luminosité relative induite par la Terre (rayon de 6400 km) sur le Soleil (rayon de 700 000 km) si on pouvait l'observer en transit ?

Question 2)

Même question pour un transit de Jupiter (rayon polaire de 66 000 km et rayon équatorial de 71 000 km).

Transits planétaires (suite)

Exemple de courbe de lumière
OGLE-TR-56.jpg
courbe de lumière autour de l'étoile OGLE-TR-56
Crédit : Groupe Ogle

La principale difficulté de cette méthode n'est pas tant l'amplitude de l'effet à mesurer que le fait qu'il faut une situation très favorable et a priori peu probable pour voir un transit, à savoir être exactement aligné avec l'orbite planétaire (voir exercice page suivante). De ce fait, la solution est de réaliser un très grand nombre d'observations d'étoiles, pour être sûr d'avoir au moins une chance d'être dans une configuration favorable.

Le premier transit planétaire a été observé en 1999, et depuis lors, plus de 2000 planètes ont été observées par cette méthode. Le rythme de détection s'est très fortement accéléré ces dernières années, avec l'arrivée du télescope spatial français COROT et du télescope KEPLER de la NASA, tous deux dédiés à ce type d'observations.

Exercice : méthode des transits (2)

exerciceProbabilité d'un transit

Difficulté : ☆☆  

Question 1)

Vous êtes sur la lointaine planète RX92 et vous cherchez des exoplanètes autour du Soleil par la méthode des transits. On suppose que les planètes sont des points sur le disque du Soleil, c’est-à-dire qu’on ne prend pas en compte leur taille. Nous allons calculer quelle est la probabilité que, vue de RX92, une planète soit détectable par transit, c’est-à-dire qu’elle passe devant le Soleil (figure du haut).

Pour cela, regardons le système vu de côté au moment où la planète est « au milieu du Soleil » (dessin du milieu). La condition pour que le transit soit visible est que, à ce moment-là, le disque de la planète se projette sur le disque du Soleil.

Transits vus de RX92
transit.png
Crédit : ASM

Dans le cas limite, c’est-à-dire quand la planète passe juste « au bord » du Soleil, on a le triangle rectangle de la figure du bas où l’hypoténuse mesure a_pl(rayon de l’orbite de la planète), et où le côté opposé mesure R_S(rayon du Soleil). On a alors : sin(alpha_lim)=R_S/a_pl où alpha_lim est l’angle entre la ligne de visée et le plan de l’orbite de la planète autour du Soleil.

Comme alpha_lim est très petit, sin(alpha_lim)~=alpha_lim, où l'angle alpha est exprimé en radians.

Si, pour une planète donnée du Soleil, l'angle entre le plan de son orbite et la ligne de visée, appelons-le alpha, est plus petit que alpha_lim, les transits sont détectables de RX92.

L'angle alpha peut prendre toutes les valeurs entre 0 et pi/2 radians, mais seules les valeurs entre 0 et alpha_lim donnent un transit détectable. La probabilité de transits détectables est donc égale au rapport alpha_lim/pi/2=(2*R_S)/(pi*a_pl)

Quelle est la probabilité d'observer les transits de la Terre devant le Soleil ?

Même question pour Jupiter.

Lentilles gravitationnelles

C'est une application de la théorie d'Einstein de la gravitation. Celle-ci prédit que lorsqu'un corps de masse M (déflecteur) est à une distance b projetée sur le ciel ("paramètre d'impact") de la ligne de visée d'une source lointaine, l'éclat apparent de cette dernière est amplifié par un facteur A=racine(M_étoile/b). Lorsque la source et le déflecteur se déplacent l'un par rapport à l'autre sur le plan du ciel, le paramètre d'impact b varie au cours du temps. Il en est donc de même du facteur d'amplification qui devient une fonction du temps A(t).

Principe d'une détection par lentille gravitationnelle
lentille.gif
Saut de luminosité dû à un phénomène de lentille gravitationnelle. Une étoile lointaine passe exactement derrière une autre étoile autour de laquelle orbite une planète. L'étoile proche focalise la lumière de l'étoile lointaine, ce qui crée une augmentation de la luminosité. La planète focalise aussi la lumière de l'étoile lointaine, ce qui crée les deux pics de luminosité visibles avant le maximum.
Crédit : Observatoire de Paris / UFE

La probabilité d'observer un tel évènement est très faible. De ce fait, cette méthode de l'extrême nécessite d'observer un large champ stellaire pendant très longtemps pour avoir une chance d'assister à un phénomène de lentille.

Cette méthode de l'extrême a porté ses fruits : plus de 80 planètes ont été ainsi détectées à ce jour.

Comment détecter une forme de vie ?

Que cherche-t-on exactement ?

Un peu de philosophie :

La notion de vie est fondamentalement subjective : nous déclarons vivant un "objet" (comme on dit "objet d'attention" ou "objet d'amour") avec lequel nous pouvons avoir des relations riches et intéressantes. Parmi ces relations, il y a le fait de pouvoir projeter sur lui des comportements qui nous sont propres comme l'autonomie. Il n'y a donc strictement parlant pas d'organisme vivant mais seulement des relations vivantes à des organismes.

Cela dit, c'est une constatation empirique que tout objet avec lequel nous entretenons une relation vivante a une architecture physico-chimique complexe (molécules, cellules, organes, ...). Aucune théorie philosophique, psychologique ou biochimique n'a jamais expliqué cette corrélation, on ne peut que la constater. Elle permet de faire le chemin inverse et d'attribuer, à titre d'hypothèse méthodologique, le caractère de biologiquement vivant à un objet dont l'architecture physico-chimique est complexe et présente des caractéristiques analogues à celles des organismes terriens. C'est la démarche suivie par les astronomes qui cherchent "la vie" en dehors de la Terre (exobiologie). Dans cette démarche, il s'agit alors de savoir quelles sont les caractéristiques que l'on va retenir. Ce choix est partiellement arbitraire.

La notion de zone habitable

Une fois admise la démarche biochimique décrite précédemment, elle permet de préciser dans quel type de planète on peut s'attendre à rencontrer une vie biologique. Pour que cette dernière puisse prospérer, un certain nombre de conditions sont requises. Ces conditions sont généralement admises par les astronomes, mais ils restent ouverts à des écarts et des variantes.

La condition principale est qu'il faut un milieu liquide car il favorise énormément le transport des matériaux nécessaires à une activité biochimique.

L'eau est un liquide à priori prometteur car c'est l'un des plus abondants de l'univers (les autres étant par exemple l'alcool ou le méthane et l'ammoniaque qui peuvent également être liquides, quoique à des températures beaucoup plus basses). De plus elle a l'avantage d'être un des meilleurs solvants ce qui favorise les réactions et échanges biochimiques. On est ainsi conduit à favoriser les circonstances permettant la présence d'eau liquide.

Une autre condition universelle est qu'il faut, dans le cadre des concepts thermodynamiques traditionnels, une source d'énergie "noble" (c'est-à-dire sous forme non thermique) à entropie très basse. Elle doit par ailleurs être permanente car son interruption conduirait à la destruction des organismes. La meilleure source d'énergie permanente, abondante et de basse entropie connue à ce jour est le rayonnement des étoiles.

HZ.jpg
Distance de la zone habitable à l'étoile, en fonction du type stellaire.
Crédit : NASA

Le meilleur endroit identifié à ce jour où on trouve à la fois de l'eau liquide et une source permanente et intense de lumière est une planète située à une distance de son étoile telle que sa température est d'environ 300 K. De plus elle doit être suffisamment massive pour empêcher l'eau de s'échapper de la planète, mais pas trop sinon l'eau est confinée dans des couches profondes et sans lumière d'une atmosphère d'hydrogène (ce dernier point est toutefois sujet à discussion). On est ainsi conduit à chercher en priorité une vie biologique sur une planète de 1 à quelques masses terrestres située à une distance de 0,2 UA (pour les étoiles de type M) à 1,5 UA (pour les étoiles de type F) de son étoile (bien que des satellites de planètes géantes riches en eau et chauffés par effet de marée comme Europe, satellite de Jupiter, soient envisageables). Cette distance critique, dépendant du type d'étoile, définit ce qu'on appelle la zone d'habitabilité de l'étoile.

Comment chercher ?

Alors que dans le système solaire on peut envoyer des missions qui feront de l'analyse in situ voire du retour d'échantillons pour analyser la structure biochimique d'échantillons, dans le cas des exoplanètes on en est réduit à faire de la télédétection. Celle-ci peut a priori prendre plusieurs formes :

Il y a deux approches pour détecter une activité biologique dans le spectre d'une planète : l'analyse spectrale de sa surface et celle de son atmosphère.

images/veget.jpg
Pouvoir réflecteur de la végétation en fonction de la longueur d'onde. On voit que les plantes réfléchissent essentiellement dans l'infrarouge, et 7 fois moins dans le visible (du bleu au rouge).
Crédit : "Spectroscopy of Rocks and Minerals, and Principles of Spectroscopy" par Roger N. Clark. cf http://speclab.cr.usgs.gov/PAPERS.refl-mrs/refl4.html#section4.3

Végétation

Une approche directe consiste à chercher et à détecter directement des organismes sur la surface de la planète grâce à leurs propriétés spectrales. Un exemple est de chercher un analogue des caractéristiques spectrales d'une végétation qui révèlent un pouvoir réflecteur très renforcé au-dessus de 725 nm (ce qui fait que les plantes réfléchissent 60 fois plus de lumière dans l'infrarouge que dans le vert).

Oxygène-ozone

Au lieu de détecter directement le spectre de la lumière réfléchie par des organismes comme des plantes, on peut chercher à détecter des sous-produits non biologiques d'une activité biochimique. C'est le cas par exemple des gaz rejetés dans l'atmosphère comme l'oxygène (sous-produit de la photosynthèse) ou du méthane (sous-produit de la décomposition des organismes). D'ailleurs l'oxygène lui-même a comme sous-produit l'ozone que l'on peut également chercher à détecter.

Propriétés des exoplanètes

Diversité des observations et richesse des résultats

Les campagnes d'observation en cours

Il y avait en juillet 2012 plus d'une centaine de programmes de recherche d'exoplanètes en cours ou en projet. Parmi les 90 projets qui utilisent des instruments au sol, plus de 20 ont déjà donné lieu à des détections. Parmi la vingtaine de projets spatiaux opérationnels ou en projet, 4 ont déjà donné des résultats, Corot et Kepler par la méthode des transits, le Hubble Space Telescope en astrométrie et le satellite infrarouge Spitzer qui détecte l'émission thermique de la planète en spectroscopie.

Les projets du sol privilégient aujourd'hui la technique des transits alors que la majorité des exoplanètes découvertes l'ont été par la méthode des Vitesses Radiales (VR). L'observation d'un transit aboutit à la détection de planète mais peut aussi donner des informations sur sa taille et la composition de son atmosphère. Au-delà des techniques de VR et de transit, d'autres projets recherchent l'émission directe des planètes, soit en imagerie visible, millimétrique ou sub-millimétrique, soit en détection radio, soit avec de la photométrie, de la spectroscopie ou de la spectro-polarimétrie.

Quelques projets du sol recherchent des signatures d'exoplanètes par astrométrie ou micro-lentilles gravitationelles. Les projets de l'espace privilégient l'astrométrie et les techniques des transits mais exploitent aussi les fenêtres infrarouges, inaccessibles du sol, pour faire de la photométrie, de l'imagerie et de la spectroscopie.

Les planètes découvertes et leurs propriétés

Détection indirecte par vitesse radiale

A ce jour (juillet 2012) on a détecté plus de 770 planètes dont 475 par la méthode des vitesses radiales. Comme on l'a vu, celle-ci ne fournit que la période orbitale (d'où l'on peut déduire le demi-grand axe de l'orbite), l'excentricité de l'orbite et le produit (M_pl)*sin(i).

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Courbe de lumière du transit de HD 209458 mesurée par le télescope spatial Hubble.
Crédit : ApJ

Détection indirecte par transit

239 planètes ont été détectées par la méthode des transits dans 205 systèmes planétaires (en 2012). Cette méthode donne la période orbitale, l'inclinaison de l'orbite (forcément voisine de 90°), le rayon de la planète et, lorsqu'on lui associe des mesures de vitesse radiale, sa masse. La connaissance de la masse et du rayon donne accès à la valeur de la densité qui permet de dire si la planète est plutôt rocheuse (densité de l'ordre de 5 grammes par centimètre cube), glacée (densité de l'ordre de 1 gramme par centimètre cube) ou gazeuse (densité inférieure à 1 gramme par centimètre cube).

En outre, on peut observer le spectre de l'étoile pendant le transit de la planète. L'atmosphère de la planète produit alors des raies d'absorption dans le spectre de l'étoile d'où l'on peut déduire la composition chimique de l'atmosphère.

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Image directe de la planète 2M1207 b
Crédit : ESO
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Courbe de lumière du système planète-étoile pour la planète TrES-1, mesurée par le télescope infrarouge Spitzer. Quand la planète passe derrière l'étoile, sa contribution au flux total disparaît. Par différence, on déduit donc le flux issu de la planète.
Crédit : High Altitude Observatory Boulder Colorado

Détection directe

Mais le tournant le plus important depuis les premières détections indirectes est la détection de la lumière provenant directement d'une planète. C'est ce qui a pu être fait pour la planète très jeune (donc encore très chaude) 2M1207-3932 et pour HD 209458b et TrES-1. Ces deux dernières transitent périodiquement devant leur étoile ; il se produit donc un phénomène d'éclipse secondaire lorsque c'est l'étoile qui passe, une demi-période plus tard, devant la planète. C'est cette éclipse secondaire qui a été détectée, d'où l'on déduit par soustraction la quantité de flux (en l'occurrence thermique) émis par la planète.

Catalogue des planètes

Les propriétés des exoplanètes sont rassemblées dans ce catalogue régulièrement mis à jour.

Propriétés des exoplanètes

Nombre de planètes

De ces découvertes, on peut tirer quelques leçons intéressantes.

Voisinage du Soleil
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La plupart des méthodes utilisées ne permettent de détecter des planètes qu'autour des étoiles situées à moins de 300 années-lumière du Soleil.
Crédit : NASA

La proportion d'étoiles ayant au moins une planète

Un des principaux résultats de cette recherche est qu'une proportion importante d'étoiles possèdent au moins une planète, même s'il est difficile de quantifier cette proportion qui dépend de la région de la Galaxie et du type d'étoile. Entre 3 et 4.5% des étoiles de type solaire ont des planètes géantes de période inférieure à 100 jours (c'est-à-dire plus près de l'étoile que Mercure). Des planètes plus petites et plus loin de l'étoile sont beaucoup plus fréquentes et pourraient concerner 40% des étoiles dans le voisinage solaire (voir la figure). La méthode des micro-lentilles gravitationnelles, qui sonde des étoiles beaucoup plus loin dans la Galaxie, semble montrer qu'une étoile possède, en moyenne, 1.6 planètes entre 0.5 et 10 unités astronomiques. Il y aurait donc plus de planètes que d'étoiles dans la Galaxie.

Caractéristiques des orbites

Caractéristiques des orbites

Les paramètres orbitaux des exoplanètes révèlent des systèmes beaucoup plus chahutés que le système solaire, où les orbites des planètes sont bien circulaires, dans le même plan, avec une séparation claire entre les planètes terrestres situées près de l'étoile et les planètes géantes, plus éloignées du Soleil.

Orbites des exoplanètes
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Orbites des exoplanètes : excentricité en fonction de la distance à l'étoile.
Crédit : Jean Schneider

Distances planète-étoile

Une grande proportion des planètes, notamment des planètes géantes, découvertes à ce jour sont beaucoup plus près (jusqu'à 100 fois) de leur étoile que ne l'est Jupiter du Soleil. Cela a constitué une grande surprise car la théorie prévoit qu'une planète géante doit se former à au moins 5 UA de son étoile. Cette disparité s'explique maintenant par le phénomène de "migration" : une fois qu'une planète commence à se former relativement loin de son étoile dans le disque protoplanétaire, un phénomène d'interaction gravitationnelle entre le disque et la planète en formation se produit. Elle a pour effet de freiner la planète qui du coup se rapproche de son étoile, migre, jusqu'à ce que l'interaction s'arrête. Ces planètes étant très proches de leur étoile, celle-ci les porte à une température élevée (jusqu'à 1200 K).

Excentricité des orbites

Une autre surprise a été de constater que la majorité des orbites planétaires sont assez ou très excentriques : elles forment des ellipses plus ou moins allongées au lieu d'être quasi circulaires comme dans le système solaire. On n'est pas sûr à ce jour de connaître l'explication de ce phénomène. Une explication pourrait être que, quand deux planètes migrent, elles le font à des vitesses différentes, et doivent alors forcément se perturber ou se rencontrer. Cette interaction se traduit par une augmentation des excentricités, voire par l'éjection d'une des deux planètes.

Exercice : Excentricités des orbites d'exoplanète

exerciceOrbites

Difficulté : ☆  

Question 1)

Le rayon du Soleil est de 700 000 km. Est-ce qu'une planète tournant autour d'une étoile de type solaire et dont le demi grand-axe, a, est de 0,01 UA peut avoir une excentricité, e de 0,55 ? Pourquoi ? On rappelle que unité(1;UA)=unité(1,5*10^8;km)

Inclinaison des orbites d'exoplanètes

Inclinaison des orbites

Dans plusieurs systèmes planétaires, les planètes orbitent dans un même plan, comme c'est le cas dans le système solaire. Dans certains autres systèmes, les orbites des planètes sont inclinées les unes par rapport aux autres.

Les orbites de la plupart des planètes sont dans un plan perpendiculaire à l'axe de rotation de l'étoile. C'est la conséquence directe du processus de formation. Quand l'étoile se forme, le disque circumstellaire qui l'accompagne est perpendiculaire à son axe de rotation. Si les planètes se forment dans ce disque sans autre perturbation, elles vont garder une orbite perpendiculaire à l'axe de l'étoile.

La découverte de plusieurs planètes avec des orbites inclinées par rapport à l'axe de rotation de l'étoile, voire même sont rétrogrades, montre que les processus de formation ont parfois été plus agités.

Les configurations orbitales des exoplanètes sont donc très variées et nécessitent de diversifier les modèles de formation et d'évolution des systèmes planétaires.

Composition des planètes et des étoiles hôtes

Masse, composition et densité

Actuellement, à peu près la moitié des exoplanètes découvertes sont plus massives que 10 fois la masse de la Terre. Cependant, les planètes les plus massives sont évidemment les plus faciles à détecter. Avec l'augmentation de la sensibilité des instruments, il semble que les petites planètes sont beaucoup plus nombreuses que les grosses.

Plusieurs planètes rocheuses ont été découvertes. Ainsi COROT-7b a une densité largement supérieure à celle de la Terre et pourrait donc avoir un noyau métallique comme Mercure. A l'inverse, on a trouvé, pour plusieurs planètes, des rayons élevés qui se traduisent par des densités étonnamment basses que l'on ne sait pas encore expliquer.

La méthode des transits permet de séparer la lumière de l'étoile+planète de la lumière de l'étoile seule, obtenue quand la planète est derrière l'étoile. En faisant la différence entre ces deux flux, on obtient la lumière de la planète qui peut être étudiée en spectroscopie. C'est ainsi qu'on a trouvé de l'hydrogène, de l'oxygène, du sodium, de la vapeur d'eau et du dioxyde de carbone dans diverses planètes.

Mission EChO
transits.png
La mission de l'ESA EChO a pour projet l'étude de l'atmosphère des exoplanètes.
Crédit : ESA

Métallicité de l'étoile parente

Une observation intéressante est que les étoiles pour lesquelles on a trouvé une ou des planètes géantes, sont plus riches en éléments lourds (carbone, oxygène, fer, ...) que la moyenne des étoiles. Par contre les planètes plus petites ne semblent pas montrer de préférence pour les étoiles métalliques. On hésite encore sur l'explication à donner à cette corrélation. Elle peut être due soit au fait que l'étoile et son cortège planétaire sont issus d'un nuage moléculaire riche en éléments lourds, soit au fait que l'étoile a été enrichie en éléments lourds par la chute de planètes.

Réponses aux exercices

pages_methodes-detection/exo-rapport-flux.html

Exercice 'Rapport de flux Terre/Soleil'

pages_methodes-detection/exo-vrad.html

Exercice 'Application numérique Vitesse Radiale'

pages_methodes-detection/exo-transit1.html

Exercice 'Effet d'un transit Terre/Soleil et Jupiter/Soleil'

pages_methodes-detection/exo-transit2.html

Exercice 'Probabilité d'un transit'

pages_resultats-observations/exercice-orbite-exoplanete.html

Exercice 'Orbites'