AHRIMAN.FR

SCIENCE - NEO-EVHEMERISME - DONJONSDRAGONS

La détection des éxoplanètes

Ecris par :
Mis en ligne le :
Lu :
435 fois
Twitter Facebook Google Plus Linkedin email

Une  exoplanète est une  planète  située en-dehors du  Système solaire. Cela inclus les planètes gravitant autour d'une autre étoile que le soleil ou d'un trou noir, mais aussi les planètes errantes qui ne sont pas liées par la gravité d'une étoile.

La recherche des  exoplanètes  fait appel à plusieurs  méthodes de détection des exoplanètes. La majorité de ces méthodes sont à l'heure actuelle indirectes, puisque la proximité de ces planètes avec leur  étoile  est si grande que leur lumière est complètement noyée dans celle de l'étoile.

HISTOIRE

L'existence de planètes situées en dehors du  Système solaire  est évoquée dès le  xvie  siècle mais ce n'est qu'au cours du  xixe  siècle que les exoplanètes deviennent l'objet de recherches de quelques scientifiques. Beaucoup d'astronomes supposent qu'elles peuvent exister, mais aucun moyen technique d'observation  ne permet de prouver leur existence. La  distance  mais aussi le manque de  luminosité  de ces  objets célestes  si petits en comparaison des étoiles autour desquelles ils orbitent rendaient leur détection impossible. Ce n'est que dans les  années 1990  que les premières exoplanètes sont détectées de manière indirecte par  Aleksander Wolszczan  (du  radiotélescope d'Arecibo), puis depuis  2008  de manière directe. La plupart des exoplanètes découvertes à ce jour orbitent autour d'étoiles situées à moins de 400  années-lumière  du Système solaire. En date du  19  avril  2014,  1  783  exoplanètes  ont été confirmées dans  1  105  systèmes planétaires  dont 460 multiples. Plusieurs milliers d'exoplanètes supplémentaires découvertes au moyen de télescopes terrestres ou d'observatoires spatiaux, dont  Kepler, sont en attente de confirmation. En extrapolant à partir des découvertes déjà effectuées, il existerait au moins 100 milliards de planètes rien que dans  notre galaxie.

LES METHODES DE DETECTION

Les vitesses radiales (indirecte)  :

La détection par vitesse radiale consiste à utiliser l'effet Doppler-Fizeau. En effet, le mouvement de la planète autour de son étoile va induire un léger mouvement de recul de celle-ci, qui est détectable par cet effet. On mesure alors les variations de vitesses radiales de l'étoile, et si ces variations sont périodiques, il y a de grandes chances pour que cela soit dû à une planète. Cette méthode favorise la détection de planète massive proche de l'étoile (les fameux  Jupiter chauds), puisque dans ce cas, le mouvement induit sur l'étoile est maximal. Elle nécessite néanmoins une extrême stabilité du spectrographe dans le temps, ainsi qu'une  résolution spectrale assez grande, ce qui limite la détection aux étoiles assez lumineuses.

Les transits (indirecte)  :

Lorsque l'inclinaison  de l'orbite  de la planète par rapport à l'observateur est proche de 90 degrés, le système est vu presque parfaitement par la tranche. Ainsi, la planète va passer devant son étoile et va faire baisser très légèrement sa luminosité. On parle alors de  transit planétaire. La méthode des transits consiste dans un premier temps à faire des observations répétées du maximum d'étoiles dans le ciel, pendant des années. Avec une efficacité qui dépend principalement du nombre d'observations, de leur précision et du nombre de planètes avec la bonne inclinaison et distance par rapport à leur étoile, il est possible de détecter des transits planétaires. Après une détection d'un tel transit, l'étoile est ensuite observée individuellement de nombreuses fois pour confirmer le transit. En effet, si celui-ci est bien réel, il doit se répéter. Si c'est le cas, la présence d'un corps en orbite autour de l'étoile est confirmé.

L'astrométrie (indirecte)  :

La méthode  astrométrique  consiste à mesurer avec la plus grande précision la position absolue d'une étoile dans le ciel. De la même manière que l'effet Doppler-Fizeau  peut être utilisé quand on observe un système par la tranche, l'astrométrie peut être utilisée pour observer le mouvement de l'étoile lorsque le système est vu par «  le dessus  ». Si l'étoile décrit une  ellipse  régulière dans le ciel, c'est certainement dû au mouvement induit par une exoplanète.

Les microlentilles gravitationnelles (indirecte)  :

L'effet de microlentille gravitationnelle se produit lorsque le champ gravitationnel  d'une  étoile  déforme l'espace-temps, ce qui dévie la  lumière  issue d'une étoile distante située derrière, à la manière d'une  lentille. Cet effet n'est visible que si les deux étoiles sont pratiquement alignées. De tels évènements sont donc rares, d'une durée de quelques jours à quelques semaines, à cause du mouvement relatif entre les étoiles et la Terre. On a, au cours de ces 10 dernières années, observé plus d'un millier de cas.

Si l'étoile qui agit comme une lentille possédant une planète, le champ de cette dernière peut avoir un effet qui, bien que faible, soit détectable. Puisque cela nécessite un alignement relativement exceptionnel, on doit suivre en permanence les étoiles lointaines afin d'avoir un nombre d'observation suffisant. Cette méthode, qui détecte ces «  microlentilles gravitationnelles  », fonctionne bien mieux pour les planètes proches de la Terre et du centre de la  Galaxie, où de nombreuses étoiles forment l'arrière plan.

Optique adaptative extrême (directe)  :

L'optique adaptative  consiste à utiliser un senseur de front d'onde et une optique déformable afin de corriger en temps réel la turbulence atmosphérique, qui limite la résolution de tous les  télescopes  terrestres de plus de quelques dizaines de centimètres de diamètre. Elle est implémentée sur tous les grands télescopes et arrive actuellement à atteindre la moitié de la limite de résolution physique imposée par la  diffraction, dans l'infrarouge.

Or imager une planète, très peu lumineuse et très proche de son étoile, implique que l'on puisse les résoudre au maximum, et surtout qu'aucune lumière de l'étoile  ne fuie au-delà de la limite de diffraction. Les miroirs déformables utilisés aujourd'hui ne permettent pas une telle performance  : ils ne se déforment ni assez rapidement (boucle de correction, tournant à quelques centaines de Hertz, trop lente), ni assez finement (pas assez d'actuateurs).

On en vient aujourd'hui à mettre en place des systèmes beaucoup plus performants, comprenant jusqu'à trois miroirs déformables à 1  064 actuateurs, et des senseurs de front d'onde bien plus rapides et précis que les analyseurs de  Shack-Hartmann  le plus souvent utilisés.

Les derniers systèmes d'optique adaptative sortis des laboratoires des grands observatoires font état d'une qualité optique atteignant 80  % de la limite imposée par la diffraction dans les mêmes conditions.

Bien entendu, une autre solution existe pour ne pas être soumis à la turbulence atmosphérique  : envoyer un  télescope  dans l'espace. Une optique active est toujours nécessaire pour corriger les légers défauts des optiques du télescope, mais on atteint sans aucun problème la limite de diffraction.

Coronographes stellaires (directe)  :

Pour détecter une  planète  un milliard de fois moins lumineuse que son  étoile, même si la caméra utilisée est extrêmement sensible, il faut absolument éclipser l'étoile si on veut avoir une chance de distinguer la planète du bruit ambiant.

Il faut donc cacher la lumière fuyant autour de l'étoile, et seulement celle de l'étoile, le plus près possible de celle-ci. Reproduire une  éclipse, donc, en utilisant des  coronographes.

Malheureusement, il s'agit ici d'un véritable défi, puisque la diffraction empêche le masquage d'une source avec un aussi petit cache  : la lumière «  fuit  », même avec un système optique parfait.

De nombreux coronographes, utilisant des caches mais un peu modifiés, essayant d'éliminer la diffraction en adoucissant les bords du faisceau lumineux avant le cache, ou jouant sur des interférences de la lumière de l'étoile sur elle-même, ont été développés ces dernières années afin de contourner ce problème. Une autre technique consistant à placer un vaisseau occulteur à grande distance du télescope a aussi été envisagée.

PROJETS A VENIR

James-Webb  :

Le  télescope spatial  James-Webb, est un  télescope spatial  développé par la  NASA  avec le concours de l'Agence spatiale européenne  (ESA) et de l'Agence spatiale canadienne  (CSA). Il doit succéder en  2018  au télescope spatial Hubble  pour l'observation dans l'infrarouge mais ne permet pas, comme celui-ci, d'observer le spectre lumineux  dans l'ultraviolet  et en lumière visible.

PLATO  :

PLATO  (PLAnetary Transits and Oscillations of stars) est un  observatoire spatial  développé par l'Agence spatiale européenne  dont l'un des principaux objectifs est la découverte et la caractérisation d'exoplanètes  de type terrestre autour d'étoiles proches et de  magnitude apparente  importante. En collectant des données sur ces planètes par la méthode  photométrique  et sur leur étoile par  astrosismologie  cette mission doit déterminer dans quelle mesure notre  système solaire  et la  Terre  constituent un ensemble atypique ou si de tels ensembles sont répandus dans l'Univers.

D'autres projets tels que Darwin et Echo étaient prévus mais ont été abandonnés au profit de PLATO et du télescope James-Webb.

Actuellement les observation sont faites grâce au télescopes spaciaux Kelpler et Hubble, mais aussi aux télescopes VLT.


La détection des exoplanètes commence à donner des résultats inattendus. Entre 2009 et 2013, une planète de taille terrestre orbitant dans une zone habitable a été découverte grâce au télescope spatial Kepler. Cette planète orbite autour d'une naine rouge dans la constellation du Signe et se situe à environ 500 années lumières de la Terre. Cette planète pourrait potentiellement avoir de l'eau à l'état liquide à sa surface, rendant ainsi possible le développement de la vie.

Images

Bibliographie