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La détection des exoplanètes pour les nuls

Comment les astronomes parviennent-ils à déterminer la masse, la taille et tout simplement la présence d'exoplanètes à des centaines d'années-lumière de la Terre ? Voici quelques-unes des méthodes utilisées. Nous détaillerons plus largement les deux principales.

Une vue d'artiste d'une exoplanète en transit devant son étoile. © ESO, L. Calçada Une vue d'artiste d'une exoplanète en transit devant son étoile. © ESO, L. Calçada

La détection des exoplanètes pour les nuls - 8 Photos

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Il existe plusieurs méthodes pour détecter une exoplanète. La première qui vient à l’esprit est celle d’une observation directe comme dans le cas des étoiles binaires visuelles. Une observation avec un télescope d’une résolution suffisante permet alors de voir clairement deux astres distincts en orbite l’un autour de l’autre. C'est d'ailleurs pourquoi on développe des télescopes d'une résolution de plus en plus grande avec des techniques d'optique adaptative comme le E-ELT, pour European Extremely Large Telescope.


Pour comprendre comment se sont formées les planètes du Système solaire et trouver une vie ailleurs, il faut détecter des exoplanètes. Depuis presque 20 ans, plus de 840 exoplanètes ont été découvertes. Et ce n'est qu'un début. © Esa-Euronews

Malheureusement, la lumière de l’étoile hôte domine largement celle de l’exoplanète. Sauf cas exceptionnels, par exemple lorsque l’exoplanète est à une très grande distance de son étoile ou que celle-ci est très peu lumineuse parce qu’il s’agit d’une naine brune (qui n’est d’ailleurs pas vraiment considérée comme une étoile). On connaît ainsi le cas de 2M1207 b située à environ 200 années-lumière en orbite autour d’une de ces naines brunes et qui a été imagée directement par des astronomes en 2004 avec le VLT. Sinon, l'étoile est en général un milliard de fois plus lumineuse que la planète.

1/ La coronographie

Ce genre de difficulté n’arrête cependant pas les chercheurs, tant l’envie de voir directement des mondes différents du nôtre est irrépressible. Ils développent donc des techniques de coronographie issues des travaux de Bernard Lyot qui inventa le premier coronographe au début des années 1930. Le but de cet astronome français était d'observer la couronne solaire hors éclipse à l'aide d'un télescope réfracteur. C’est ainsi qu’en 2008, Fomalhaut b est devenue la première exoplanète découverte de cette façon par le télescope spatial Hubble.

Comme son nom l’indique, la coronographie consiste à supprimer, à l’aide d’un instrument, la composante principale de la lumière d’une étoile. C'est comme si on assistait à l’équivalent d’une éclipse de Soleil permettant d’observer les protubérances de la couronne solaire. Pour le moment, l’imagerie directe par coronographie reste cependant limitée à un petit nombre de cas favorables, là aussi lorsque les exoplanètes orbitent assez loin de leur soleil.

Toutes ces raisons font que les découvertes d’exoplanètes faites à ce jour (plus de 840 en 2012) ont été réalisées majoritairement à l’aide de deux méthodes, celle des vitesses radiales et celle du transit planétaire.

2/ La méthode des microlentilles gravitationnelles

Les méthodes des vitesses radiales et du transit planétaire ont leurs avantages et leurs inconvénients. Elles ne conviennent par exemple que pour la détection des exoplanètes proches du Système solaire, de quelques centaines à quelques milliers d’années-lumière tout au plus. Pour de plus grandes distances, on utilise généralement la méthode de la microlentille gravitationnelle. 

Elle exploite l’amplification transitoire et bien spécifique de la luminosité d’une étoile par le champ de gravitation d’un astre lorsque celui-ci effectue un transit devant l’étoile sur la sphère céleste. C’est un effet prédit par la relativité générale et qui peut conduire à une augmentation d’un facteur 1.000 de la luminosité de l’étoile pendant quelques semaines à quelques mois. C’est ainsi qu’en janvier 2006, des astronomes ont annoncé la découverte par microlentille gravitationnelle d'une planète de seulement cinq masses terrestres orbitant autour d'une étoile près du centre de notre galaxie à 22.000 années-lumière ! 


 En prenant la première photo d'un système exoplanétaire en 2008, trois astronomes québécois ont accompli un exploit, d'ont l'écho a fait le tour du monde. Des milliers de chercheurs le tentaientdepuis plusieurs années. Le projet multiplateforme francophone sur la cosmologie contemporaine, Du Big Bang au Vivant, parle aussi de la découverte des exoplanètes faites par ces chercheurs. © RadioCanada, Youtube

D'autres méthodes existent, comme une technique d'imagerie angulaire différentielle expliquée dans la vidéo ci-dessus, mais elles restent peu mises en œuvre. Tournons-nous donc maintenant vers les deux principalement utilisées pour les exoplanètes mentionnées précédemment.

3/ La méthode des vitesses radiales

Pour comprendre le principe de la méthode des vitesses radiales, prenons le cas le plus simple. Considérons donc un système formé d’une seule planète en orbite circulaire autour de son étoile et vue par un observateur dans le plan de son orbite. C'est-à-dire que l’angle i que fait la normale au plan de l’orbite avec la ligne de visée vaut 90 °. Les lois de la mécanique céleste impliquent que l’attraction gravitationnelle de la planète sur l’étoile lui impose un mouvement de révolution autour du barycentre du système, le plus souvent à l’intérieur de l’étoile.


Le principe de la détection d'une exoplanète par la mesure d'un décalage spectral par effet Doppler-Fizeau. Une planète en orbite autour d'une étoile l'attire de telle sorte que l'étoile elle-même tourne autour du centre de masse du système étoile+planète. Plus la planète est proche de son étoile et massive, plus ce mouvement sera rapide. Observés avec un spectromètre, les éléments dans l'atmosphère de l'étoile apparaîtront sous forme d'une sorte de code barre qui se décale périodiquement vers le bleu et le rouge lorsque l'étoile s'approche et s'éloigne de nous, comme le montre cette vidéo. Plus ce décalage est important, plus la vitesse radiale de l'étoile selon notre direction est grande. C'est ainsi que l'on peut déterminer la masse minimale de la planète et sa période de révolution. © ESO/L. Calçada/YouTube

 

L’étoile va donc s’approcher puis s’éloigner de l’observateur avec une composante de vitesse radiale qui varie périodiquement. La lumière de l’étoile va alors subir un effet Doppler-Fizeau se traduisant par un décalage spectral passant périodiquement du bleu au rouge (voir le schéma de la vidéo ci-dessus).

 

Mesure de vitesse radiale Vr en m/s de l'étoile 51Peg en fonction du temps en abscisse (jours). L'inclinaison i est inconnue, donnant un masse au moins égale à 0,45 fois la masse de Jupiter pour l'exoplanète. © Butler et Marcy, media4.obspm.fr, Fenêtres sur l'Univers
Mesure de vitesse radiale Vr en m/s de l'étoile 51Peg en fonction du temps en abscisse (jours). L'inclinaison i est inconnue, donnant un masse au moins égale à 0,45 fois la masse de Jupiter pour l'exoplanète. © Butler et Marcy, media4.obspm.fr, Fenêtres sur l'Univers

Si l’on dispose d’un spectroscope avec un pouvoir de résolution suffisant, on peut mesurer ce décalage et en déduire une valeur de vitesse radiale. La courbe de variation de la vitesse radiale fournit alors une période T et une amplitude donnant la composante parallèle Vr à la ligne de visée de la vitesse de l’étoile. La théorie de l’évolution stellaire permet quant à elle de déduire du spectre de l’étoile sa masse M.

L'excentricité de l'orbite elliptique de l'étoile HR 108147, voisine de 0,5, et la géométrie de l'observation conduisent à une telle courbe de vitesse radiale plus complexe que dans le cas le plus simple avec une orbite circulaire. Le schéma du dessous représente les résidus entre les valeurs observées et la courbe de vitesse modélisée. © Observatoire de Genève, media4.obspm.fr, Fenêtres sur l'Univers
L'excentricité de l'orbite elliptique de l'étoile HR 108147, voisine de 0,5, et la géométrie de l'observation conduisent à une telle courbe de vitesse radiale plus complexe que dans le cas le plus simple avec une orbite circulaire. Le schéma du dessous représente les résidus entre les valeurs observées et la courbe de vitesse modélisée. © Observatoire de Genève, media4.obspm.fr, Fenêtres sur l'Univers

De ces trois grandeurs MVr et T, il est possible d’en déduire la distance de la planète à son étoile et sa masse m. En général, la valeur de l’inclinaison i de la normale au plan de l’orbite par rapport à la ligne de visée n’est pas connue. On mesure seulement la grandeur m sin(i) et donc une borne inférieure pour la masse réelle de la planète.

La courbe de vitesse radiale de l'étoile HD 168443 présente deux composantes, dues à deux compagnons planétaires. Les orbites des deux planètes détectées autour de HD 168443 ont des périodes d'ordres de grandeur bien distincts et une excentricité élevée (0,53 et 0,23). © Butler et Marcy, media4.obspm.fr, Fenêtres sur l'Univers
La courbe de vitesse radiale de l'étoile HD 168443 présente deux composantes, dues à deux compagnons planétaires. Les orbites des deux planètes détectées autour de HD 168443 ont des périodes d'ordres de grandeur bien distincts et une excentricité élevée (0,53 et 0,23). © Butler et Marcy, media4.obspm.fr, Fenêtres sur l'Univers

D’autres complications surgissent. L’orbite peut ne pas être circulaire mais elliptique et il peut y avoir plusieurs exoplanètes en orbite. La courbe de variation de la vitesse radiale est alors plus compliquée mais elle est aussi plus riche en informations utilisables. Ce n’est plus une simple sinusoïde mais on peut quand même en déduire les périodes et les excentricités des orbites des exoplanètes, ainsi que des estimations de leurs masses.

La courbe de vitesse pour l'étoile HR 82943 montre deux exoplanètes avec des orbites non circulaires. © Observatoire de Genève, media4.obspm.fr, Fenêtres sur l'Univers
La courbe de vitesse pour l'étoile HR 82943 montre deux exoplanètes avec des orbites non circulaires. © Observatoire de Genève, media4.obspm.fr, Fenêtres sur l'Univers

En pratique, la méthode des vitesses radiales ne permet de détecter facilement que des planètes géantes orbitant à une distance proche de leurs étoiles. Dans ce cas, la perturbation gravitationnelle est forte et le mouvement de l’étoile est important. C’est pourquoi ce sont des Jupiter chaudes qui ont été détectées en premier, comme ce fut le cas de Pegasi 51b en 1995 par Michel Mayor et Didier Queloz.

Il est particulièrement difficile de détecter des exoTerres, surtout si elles sont en orbite autour d’une étoile de type solaire et à une distance les plaçant dans la zone d’habitabilité. Pour cela, il est plus efficace d’utiliser la méthode du transit planétaire que nous allons maintenant examiner.


Une vidéo sur les exoplanètes. © Esa/Cnes/CNRS, lycintersgel, Youtube

4/ La méthode du transit planétaire

La méthode du transit planétaire est une méthode photométrique. Elle repose sur la mesure des faibles variations périodiques de la luminosité d’une étoile lorsqu’une planète passe devant elle. On peut assez bien déterminer la valeur de l’angle i que fait la normale au plan de l’orbite de la planète avec la ligne de visée d’un observateur. Cet angle doit être tout au plus légèrement inférieur ou supérieur à 90 °, ce qui veut dire que si l’on peut compléter l’observation d’un transit par une mesure de vitesses radiales, il est possible de lever l’indétermination sur la masse de l’exoplanète.

Schéma illustrant le principe du transit planétaire s'accompagnant d'une baisse de luminosité de l'étoile d'autant plus importante que l'exoplanète est de grande taille par rapport à son soleil. © Institute for Astronomy-University of Hawaï
Schéma illustrant le principe du transit planétaire s'accompagnant d'une baisse de luminosité de l'étoile d'autant plus importante que l'exoplanète est de grande taille par rapport à son soleil. © Institute for Astronomy-University of Hawaï

Toutefois, l’orientation de la normale dans l’espace du plan orbital d’une exoplanète est arbitraire et l’observation possible d’un transit est d’autant plus rare que la période de révolution d’une telle planète est importante. Il faut donc observer simultanément un grand nombre d’étoiles pour espérer surprendre un transit. De plus, il n’est pas forcément évident de distinguer une brusque et faible baisse de luminosité de l’étoile due à un transit d’une variation similaire liée à l’activité propre de l’étoile.

La courbe de luminosité d’une étoile est en effet fortement variable même si les amplitudes de ces variations sont faibles. Il convient d’ailleurs de placer un détecteur dans l’espace afin de s’affranchir des variations de luminosité causées par l’atmosphère de la Terre si l’on veut faire des mesures fines de photométrie pour les transits planétaires extrasolaires.

Enfin, il faut que le transit se répète périodiquement un nombre suffisant de fois avant de pouvoir commencer à envisager que l'on a détecté une exoplanète. Dans le cas d’une vraie exoTerre, il faudrait donc attendre au moins 3 ans avant de parler d’une découverte, avec de plus une estimation de la masse fournie par la méthode des vitesses radiales. 

Deux courbes photométriques de variations de la luminosité d'une étoile pour deux exoplanète, OGLE-TR 113 et OGLE-TR 132. © Eso
Deux courbes photométriques de variations de la luminosité d'une étoile pour deux exoplanète, OGLE-TR 113 et OGLE-TR 132. © Eso

La largeur et la profondeur de courbe de luminosité permettent d’avoir des renseignements sur l’exoplanète. En effet, connaissant le spectre de l’étoile, il est possible d’en tirer la valeur de son rayon. Or, la diminution relative du flux de lumière de l’étoile à l’occasion d’un transit est égale au carré du rapport du rayon de l’exoplanète à celui de son soleil. Si l’on connait sa masse, on en déduit automatiquement sa densité moyenne.

Différentes courbes de lumières pour les transits de différentes exoplanètes découvertes par Kepler. © Nasa
Différentes courbes de lumières pour les transits de différentes exoplanètes découvertes par Kepler. © Nasa

Lors d’un transit, on peut aussi en tirer des informations sur la composition chimique et la température de l’atmosphère de l’exoplanète en mesurant le spectre de l’étoile sans transit, puis avec. En faisant la différence, le spectre propre de l’exoplanète apparaît.

Deux missions spatiales sont actuellement dédiées à l’étude, entre autres, des transits planétaires. Il s’agit de la mission Kepler de la Nasa et la mission Corot de l’Esa. En plus de nous donner des renseignements précieux sur la physique des étoiles, elles devraient nous permettre de détecter des planètes rocheuses dont des superTerre et espérons-le, au moins une vraie exoTerre. On pourra alors réaliser des statistiques importantes pour l’exobiologie concernant les probabilités d’apparition de la vie dans la Voie lactée.

Mise à jour : novembre 2012

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L'Homme est décidément un être curieux. Ignorant précisément ce qui a permis l'émergence de la vie sur Terre, le voilà déjà en train de se demander s'il existe d'autres êtres comme lui dans l'univers. S'armant des outils les plus modernes et exploitant toutes les pistes, les chercheurs se mettent en quête d'une trace de vie dans l'espace. De Mars aux exoplanètes, aucun indice ne doit échapper à l'œil de leurs télescopes, à leurs sondes ou aux rovers. Établirons-nous un jour le contact ?


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