21.4 : Planètes au-delà du système solaire - Recherche et découverte
- Page ID
- 191875
Objectifs d'apprentissage
À la fin de cette section, vous serez en mesure de :
- Décrire le mouvement orbital des planètes de notre système solaire à l'aide des lois de Kepler
- Comparez les techniques d'observation directes et indirectes pour la détection des exoplanètes
Depuis des siècles, les astronomes rêvent de trouver des planètes autour d'autres étoiles, y compris d'autres planètes comme la Terre. Les observations directes de planètes aussi éloignées sont toutefois très difficiles. Vous pouvez comparer une planète en orbite autour d'une étoile à un moustique qui survole l'un de ces projecteurs géants à l'ouverture d'un centre commercial. De près, vous pourriez apercevoir le moustique. Mais imaginez regarder la scène à une certaine distance, par exemple depuis un avion. Vous pouvez très bien voir les projecteurs, mais quelles sont vos chances d'attraper le moustique dans cette lumière ? Au lieu de créer des images directes, les astronomes se sont appuyés sur des observations indirectes et ont maintenant réussi à détecter une multitude de planètes autour d'autres étoiles.
En 1995, après des décennies d'efforts, nous avons découvert la première exoplanète de ce type (une planète extérieure à notre système solaire) orbitant autour d'une étoile de la séquence principale, et nous savons aujourd'hui que la plupart des étoiles se forment avec des planètes. C'est un exemple de la façon dont la persévérance et les nouvelles méthodes d'observation font progresser la connaissance de l'humanité. En étudiant les exoplanètes, les astronomes espèrent mieux comprendre notre système solaire dans le contexte du reste de l'univers. Par exemple, comment la disposition de notre système solaire se compare-t-elle à celle des systèmes planétaires du reste de l'univers ? Que nous apprennent les exoplanètes sur le processus de formation des planètes ? Et comment la connaissance de la fréquence des exoplanètes influence-t-elle nos estimations quant à savoir s'il y a de la vie ailleurs ?
À la recherche d'un mouvement orbital
La plupart des détections d'exoplanètes sont effectuées à l'aide de techniques qui nous permettent d'observer l'effet que la planète exerce sur l'étoile hôte. Par exemple, le remorquage gravitationnel d'une planète invisible provoquera un léger vacillement dans l'étoile hôte. Ou, si son orbite est correctement alignée, une planète se croise périodiquement devant l'étoile, ce qui entraîne une diminution de la luminosité de l'étoile.
Pour comprendre comment une planète peut déplacer son étoile hôte, considérez une seule planète semblable à Jupiter. La planète et l'étoile tournent en fait autour de leur centre de masse commun. N'oubliez pas que la gravité est une attraction mutuelle. L'étoile et la planète exercent chacune une force l'une sur l'autre, et nous pouvons trouver entre elles un point stable, le centre de gravité, autour duquel les deux objets se déplacent. Plus la masse d'un corps dans un tel système est petite, plus son orbite est grande. Une étoile massive oscille à peine autour du centre de gravité, tandis qu'une planète de faible masse effectue un « tour » beaucoup plus important.
Supposons que la planète ressemble à Jupiter et ait une masse d'environ un millième de celle de son étoile ; dans ce cas, la taille de l'orbite de l'étoile est un millième de celle de la planète. Pour avoir une idée de la difficulté d'observer un tel mouvement, voyons à quel point Jupiter serait difficile à détecter de cette manière à partir du distance d'une étoile proche. Prenons l'exemple d'un astronome extraterrestre qui essaie d'observer notre propre système depuis Alpha Centauri, le système stellaire le plus proche du nôtre (à environ 4,3 années-lumière). Cet astronome pourrait essayer de détecter le mouvement orbital du Soleil de deux manières. L'une des solutions serait de détecter les changements de position du Soleil dans le ciel. La seconde serait d'utiliser l'effet Doppler pour détecter les variations de sa vitesse. Discutons de chacune de ces questions à tour de rôle.
Le diamètre de l'orbite apparente de Jupiter vue depuis Alpha Centauri est de 10 secondes d'arc, et celui de l'orbite du Soleil est de 0,010 seconde d'arc. (N'oubliez pas qu'une seconde d'arc correspond à 1/3600 degrés.) S'ils pouvaient mesurer la position apparente du Soleil (qui est brillant et facile à détecter) avec une précision suffisante, ils décriraient une orbite d'un diamètre de 0,010 seconde d'arc avec une période égale à celle de Jupiter, qui est de 12 ans.
En d'autres termes, s'ils observaient le Soleil pendant 12 ans, ils le verraient se tortiller d'avant en arrière dans le ciel d'une minuscule fraction de degré. À partir du mouvement observé et de la période du « mouvement », ils ont pu déduire la masse de Jupiter et sa distance en utilisant les lois de Kepler. (Pour vous rafraîchir la mémoire sur ces lois, consultez le chapitre sur les orbites et la gravité.)
Mesurer des positions dans le ciel avec une telle précision est extrêmement difficile, et jusqu'à présent, les astronomes n'ont effectué aucune détection confirmée de planètes à l'aide de cette technique. Cependant, nous avons réussi à utiliser des spectromètres pour mesurer la vitesse changeante des étoiles entourées de planètes.
Lorsque l'étoile et la planète orbitent l'une autour de l'autre, une partie de leur mouvement se fera dans notre champ de vision (vers nous ou loin de nous). Ce mouvement peut être mesuré à l'aide de l'effet Doppler et du spectre de l'étoile. Au fur et à mesure que l'étoile se déplace en orbite autour du centre de gravité du système en réponse à la traction gravitationnelle d'une planète en orbite, les raies de son spectre se déplacent d'avant en arrière.
Prenons à nouveau l'exemple du Soleil. Sa vitesse radiale (mouvement vers ou loin de nous) varie d'environ 13 mètres par seconde sur une période de 12 ans en raison de l'attraction gravitationnelle de Jupiter. Cela correspond à environ 30 miles par heure, soit à peu près la vitesse à laquelle beaucoup d'entre nous circulent en ville. Détecter un mouvement à ce niveau dans le spectre d'une étoile représente un énorme défi technique, mais plusieurs groupes d'astronomes du monde entier ont réussi à utiliser des spectrographes spécialisés conçus à cette fin. Notez que le changement de vitesse ne dépend pas de la distance entre l'étoile et l'observateur. L'utilisation de l'effet Doppler pour détecter les planètes fonctionnera à n'importe quelle distance, à condition que l'étoile soit suffisamment lumineuse pour fournir un bon spectre et qu'un grand télescope soit disponible pour effectuer les observations (Figure\(\PageIndex{1}\)).
La première utilisation réussie de l'effet Doppler pour trouver une planète autour d'une autre étoile remonte à 1995. Michel Mayor et Didier Queloz de l'Observatoire de Genève (Figure\(\PageIndex{2}\)) ont utilisé cette technique pour trouver une planète orbitant autour d'une étoile ressemblant à notre Soleil appelée 51 Pegasi, à environ 40 années-lumière de distance. (L'étoile se trouve dans le ciel près de la grande place de Pégase, le cheval volant de la mythologie grecque, l'un des motifs d'étoiles les plus faciles à trouver.) À la surprise générale, la planète ne met que 4,2 jours pour tourner autour de l'étoile. (N'oubliez pas que Mercure, la planète la plus intime de notre système solaire, met 88 jours à faire le tour du Soleil, donc 4,2 jours semblent incroyablement courts.)
Les découvertes de Mayor et Queloz indiquent que la planète doit être très proche du 51 Pegasi, soit environ 7 millions de kilomètres (Figure\(\PageIndex{3}\)). À cette distance, l'énergie de l'étoile devrait chauffer la surface de la planète à une température de quelques milliers de degrés Celsius (un peu chaude pour le tourisme futur). À partir de son mouvement, les astronomes calculent qu'elle a au moins la moitié de la masse de Jupiter 1, ce qui en fait clairement une planète jovienne et non une planète de type terrestre.
Depuis cette découverte initiale de la planète, le rythme des progrès a été époustouflant. Des centaines de planètes géantes ont été découvertes grâce à la technique Doppler. Nombre de ces planètes géantes orbitent à proximité de leurs étoiles. Les astronomes les ont surnommées Jupiters chauds.
L'existence de planètes géantes si proches de leurs étoiles a été une surprise, et ces découvertes nous ont obligés à repenser nos idées sur la façon dont les systèmes planétaires se forment. Mais pour l'instant, n'oubliez pas que la méthode du décalage Doppler, qui repose sur l'attraction d'une planète qui fait « bouger » son étoile d'avant en arrière autour du centre de masse, est la plus efficace pour trouver des planètes à la fois proches de leurs étoiles et massives. Ces planètes sont à l'origine des plus grandes « turbulences » dans le mouvement de leurs étoiles et des plus grands déplacements Doppler dans le spectre. De plus, ils seront découverts plus tôt, car les astronomes aiment surveiller l'étoile sur au moins une orbite complète (et peut-être plus) et les Jupiter chauds mettent le temps le plus court à terminer leur orbite.
Donc, si de telles planètes existent, on s'attendrait à trouver ce type en premier. Les scientifiques appellent cela un effet de sélection, c'est-à-dire que notre technique de découverte sélectionne certains types d'objets comme des « objets faciles à trouver ». À titre d'exemple d'effet de sélection dans la vie de tous les jours, imaginez que vous êtes prêt pour une nouvelle relation amoureuse dans votre vie. Pour commencer, vous ne participez qu'à des événements sociaux sur le campus, qui nécessitent tous une carte d'étudiant pour entrer. Votre sélection de partenaires potentiels sera alors limitée aux étudiants de votre collège. Cela ne vous donnera peut-être pas le choix d'un groupe aussi diversifié que vous le souhaitez. De la même manière, lorsque nous avons utilisé la technique Doppler pour la première fois, elle a sélectionné des planètes massives proches de leurs étoiles comme étant les découvertes les plus probables. Comme nous passons plus de temps à observer les étoiles cibles et que notre capacité à mesurer de plus petits décalages Doppler s'améliore, cette technique peut également révéler des planètes plus éloignées et moins massives.
Visionnez une série d'animations illustrant le mouvement du système solaire et les lois de Kepler, puis sélectionnez l'animation 1 (lois de Kepler) dans la liste déroulante. Pour visionner une animation illustrant la courbe de vitesse radiale d'une exoplanète, sélectionnez l'animation 29 (courbe de vitesse radiale pour une exoplanète) et l'animation 30 (courbe de vitesse radiale pour une exoplanète—orbite elliptique) dans la liste déroulante.
Planètes en transit
La seconde méthode de détection indirecte des exoplanètes ne repose pas sur le mouvement de l'étoile mais sur sa luminosité. Lorsque le plan orbital de la planète est incliné ou incliné de telle sorte qu'elle soit vue de bord, nous voyons la planète se croiser devant l'étoile une fois par orbite, provoquant un léger affaiblissement de l'étoile ; cet événement est connu sous le nom de transit. La figure\(\PageIndex{4}\) montre un croquis du transit à trois étapes temporelles : (1) hors transit, (2) début du transit et (3) transit complet, ainsi qu'un croquis de la courbe de lumière, qui montre la baisse de luminosité de l'étoile hôte. La quantité de lumière bloquée, c'est-à-dire la profondeur du transit, dépend de la superficie de la planète (sa taille) par rapport à l'étoile. Si nous pouvons déterminer la taille de l'étoile, la méthode du transit nous indique la taille de la planète.
L'intervalle entre les transits successifs est la durée de l'année pour cette planète, qui peut être utilisée (toujours en utilisant les lois de Kepler) pour déterminer sa distance par rapport à l'étoile. Les grandes planètes comme Jupiter bloquent plus de lumière stellaire que les petites planètes semblables à la Terre, ce qui facilite la détection des transits de planètes géantes, même à partir d'observatoires au sol. Mais en allant dans l'espace, au-delà des effets de distorsion de l'atmosphère terrestre, la technique du transit a été étendue à des exoplanètes aussi petites que Mars.
Exemple\(\PageIndex{1}\) : profondeur du transit
Lors d'un transit, le disque circulaire de la planète bloque la lumière du disque circulaire de l'étoile. L'aire d'un cercle est de\(\pi R^2\). La quantité de lumière que la planète bloque, appelée profondeur de transit, est alors donnée par
\[\dfrac{\pi R^2_{\text{planet}}}{\pi R^2_{\text{star}}} =\dfrac{R^2_{\text{planet}}}{R^2_{\text{star}}} =\left(\dfrac{R_{\text{planet}}}{R_{\text{star}}}\right)^2 \nonumber\]
Calculez maintenant la profondeur de transit d'une étoile de la taille du Soleil avec une planète géante gazeuse de la taille de Jupiter.
Solution
Le rayon de Jupiter est de 71 400 km, tandis que le rayon du Soleil est de 695 700 km. En substituant dans l'équation, nous obtenons
\[\left(\dfrac{R_{\text{planet}}}{R_{\text{star}}}\right)^2=\left(\dfrac{71,400 \text{ km}}{695,700 \text{ km}} \right)^2=0.01\nonumber\]
soit 1 %, ce qui peut être facilement détecté à l'aide des instruments embarqués à bord de l'engin spatial Kepler.
Exercice\(\PageIndex{1}\)
Quelle est la profondeur de transit d'une étoile de la moitié de la taille du Soleil avec une planète beaucoup plus petite, comme la Terre ?
- Réponse
-
Le rayon de la Terre est de 6371 km. Par conséquent,
\[\left(\dfrac{R_{\text{planet}}}{R_{\text{star}}}\right)^2=\left( \dfrac{6371 \text{ km}}{695,700/2 \text{ km}} \right)^2 =\left(\dfrac{6371 \text{ km}}{347,850 \text{ km}} \right)^2=0.0003 \nonumber\]
soit nettement moins de 1 %.
La méthode Doppler permet d'estimer la masse d'une planète. Si le même objet peut être étudié à la fois par la technique Doppler et par la technique du transit, nous pouvons mesurer à la fois la masse et la taille de l'exoplanète. Il s'agit d'une puissante combinaison qui peut être utilisée pour calculer la densité moyenne (masse/volume) de la planète. En 1999, à l'aide de mesures de télescopes au sol, la première planète en transit a été détectée en orbite autour de l'étoile HD 209458. La planète transite par son étoile mère pendant environ 3 heures tous les 3,5 jours lorsque nous l'observons depuis la Terre. Les mesures Doppler ont montré que la planète autour de HD 209458 a environ 70 % de la masse de Jupiter, mais que son rayon est environ 35 % plus grand que celui de Jupiter. C'est le premier cas où nous avons pu déterminer de quoi était composée une exoplanète. Avec cette masse et ce rayon, HD 209458 doit être un monde gazeux et liquide comme Jupiter ou Saturne.
Il est même possible d'en apprendre davantage sur l'atmosphère de la planète. Lorsque la planète passe devant HD 209458, les atomes de l'atmosphère de la planète absorbent la lumière des étoiles. Les observations de cette absorption ont d'abord été effectuées aux longueurs d'onde des raies jaunes de sodium et ont montré que l'atmosphère de la planète contient du sodium ; maintenant, d'autres éléments peuvent également être mesurés.
Essayez un simulateur de transit qui montre comment le passage d'une planète devant son étoile mère peut mener à la détection de la planète. Suivez les instructions pour exécuter l'animation sur votre ordinateur.
Les planètes en transit révèlent une telle richesse d'informations que l'Agence spatiale française (CNES) et l'Agence spatiale européenne (ESA) ont lancé le télescope spatial CoRoT en 2007 pour détecter les exoplanètes en transit. CoRoT a découvert 32 exoplanètes en transit, dont la première planète en transit d'une taille et d'une densité similaires à celles de la Terre. En 2012, l'engin spatial a subi une panne informatique embarquée, mettant fin à la mission. Pendant ce temps, la NASA a construit un observatoire de transit beaucoup plus puissant appelé Kepler.
En 2009, la NASA a lancé le télescope spatial Kepler, dédié à la découverte d'exoplanètes en transit. Ce vaisseau spatial a observé en permanence plus de 150 000 étoiles dans une petite parcelle de ciel située près de la constellation du Cygne, juste au-dessus du plan de notre galaxie de la Voie lactée (Figure\(\PageIndex{5}\)). Les caméras de Kepler et leur capacité à mesurer de petites variations de luminosité de manière très précise ont permis de découvrir des milliers d'exoplanètes, y compris de nombreux systèmes multiplanétaires. L'engin spatial avait besoin de trois roues de réaction, un type de roue utilisé pour contrôler la légère rotation de l'engin spatial, afin de stabiliser le pointage du télescope et de surveiller la luminosité du même groupe d'étoiles à plusieurs reprises. Kepler a été lancé avec quatre roues de réaction (une de rechange), mais en mai 2013, deux roues étaient tombées en panne et le télescope ne pouvait plus être pointé avec précision vers la zone cible. Kepler avait été conçu pour fonctionner pendant 4 ans et, ironiquement, la défaillance du pointage s'est produite exactement 4 ans et 1 jour après le début de l'observation.
Cet échec n'a toutefois pas mis fin à la mission. Le télescope Kepler a continué d'observer pendant deux années supplémentaires, à la recherche de transits de courte durée dans différentes parties du ciel. Une nouvelle mission de la NASA appelée TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) effectue actuellement une étude du transit dans tout le ciel des étoiles les plus proches (et donc plus brillantes).
Qu'entendons-nous exactement par « découverte » d'exoplanètes en transit ? Un seul passage se traduit par une très légère baisse de la luminosité de l'étoile, qui dure plusieurs heures. Cependant, les astronomes doivent se méfier d'autres facteurs susceptibles de provoquer un faux transit, en particulier lorsqu'ils travaillent à la limite de précision du télescope. Nous devons attendre un second transit d'une profondeur similaire. Mais lorsqu'un autre transit est observé, nous ne savons pas au départ s'il peut être dû à une autre planète sur une orbite différente. La « découverte » ne se produit que lorsqu'un troisième transit est trouvé avec une profondeur et un espacement dans le temps similaires à ceux de la première paire.
Les ordinateurs effectuent normalement l'analyse, qui consiste à rechercher de minuscules baisses périodiques de lumière provenant de chaque étoile, sur une période de quatre ans d'observation. Mais la mission Kepler dispose également d'un programme dans le cadre duquel des non-astronomes, des scientifiques citoyens, peuvent examiner les données. Ces volontaires dévoués ont découvert plusieurs passages qui n'ont pas été détectés par les analyses informatiques, ce qui montre que l'œil et le cerveau humains reconnaissent parfois des événements inhabituels pour lesquels aucun ordinateur n'a été programmé pour détecter.
La mesure de trois ou quatre passages régulièrement espacés est normalement suffisante pour « découvrir » une exoplanète. Mais dans un nouveau domaine comme la recherche sur les exoplanètes, nous aimerions trouver d'autres méthodes de vérification indépendantes. La confirmation la plus forte se produit lorsque les télescopes au sol sont également capables de détecter un décalage Doppler à la même période que les transits. Cependant, cela n'est généralement pas possible pour les planètes de la taille de la Terre. L'un des moyens les plus convaincants de vérifier qu'une baisse de luminosité est due à une planète est de trouver d'autres planètes orbitant autour de la même étoile, un système planétaire. Les systèmes multiplanétaires fournissent également d'autres moyens d'estimer les masses des planètes, comme nous le verrons dans la section suivante.
Les effets de sélection (ou biais) des données de Kepler sont similaires à ceux des observations Doppler. Les grandes planètes sont plus faciles à trouver que les petites, et les planètes à courte période sont plus faciles à trouver que les planètes à longue période. Si nous avons besoin de trois transits pour établir la présence d'une planète, nous sommes bien entendu limités à découvrir des planètes dont les périodes orbitales sont inférieures au tiers de l'intervalle d'observation. Ainsi, ce n'est qu'au cours de sa quatrième et dernière année d'activité que Kepler a pu trouver des planètes dont l'orbite était similaire à celle de la Terre et qui nécessitaient un an pour faire le tour de leur étoile.
Détection directe
La meilleure preuve possible de l'existence d'une planète semblable à la Terre ailleurs serait une image. Après tout, « voir c'est croire » est un préjugé très humain. Mais l'imagerie d'une planète lointaine représente en effet un formidable défi. Supposons, par exemple, que vous vous trouviez à une grande distance et que vous souhaitiez détecter la lumière réfléchie par la Terre. La Terre intercepte et réfléchit moins d'un milliardième du rayonnement solaire, de sorte que sa luminosité apparente en lumière visible est inférieure à un milliardième de celle du Soleil. La difficulté de détecter un point de lumière aussi faible est d'autant plus complexe que la planète est submergée par les rayons de son étoile mère.
Aujourd'hui encore, les optiques des meilleurs miroirs de télescope présentent de légères imperfections qui empêchent la lumière de l'étoile de se focaliser sur un point parfaitement précis.
L'imagerie directe fonctionne mieux pour les jeunes planètes géantes gazeuses qui émettent de la lumière infrarouge et se situent à de grandes distances de leurs étoiles hôtes. Les jeunes planètes géantes émettent plus de lumière infrarouge parce qu'elles ont plus d'énergie interne, stockée lors du processus de formation des planètes. Même dans ce cas, des techniques intelligentes doivent être utilisées pour soustraire la lumière de l'étoile hôte. En 2008, trois de ces jeunes planètes ont été découvertes en orbite autour de HR 8799, une étoile de la constellation de Pégase (Figure\(\PageIndex{6}\):). Deux ans plus tard, une quatrième planète a été détectée plus près de l'étoile. D'autres planètes peuvent se trouver encore plus près de HR 8799, mais si elles existent, elles sont actuellement perdues sous l'éblouissement de l'étoile.
Depuis lors, un certain nombre de planètes autour d'autres étoiles ont été découvertes par imagerie directe. Cependant, l'un des défis consiste à déterminer si les objets que nous voyons sont bien des planètes ou s'il s'agit de naines brunes (étoiles défaillantes) en orbite autour d'une étoile.
L'imagerie directe est une technique importante pour caractériser une exoplanète. La luminosité de la planète peut être mesurée à différentes longueurs d'onde. Ces observations fournissent une estimation de la température de l'atmosphère de la planète ; dans le cas de la planète 1 HR 8799, la couleur suggère la présence de nuages épais. Les spectres peuvent également être obtenus à partir de la faible lumière pour analyser les constituants atmosphériques. Le spectre de la planète 1 HR 8799 indique une atmosphère riche en hydrogène, tandis que la planète 4 la plus proche indique la présence de méthane dans l'atmosphère.
Un autre moyen de surmonter l'effet de flou de l'atmosphère de la Terre est d'observer depuis l'espace. L'infrarouge peut être la gamme de longueurs d'onde optimale pour l'observation, car les planètes deviennent plus lumineuses dans l'infrarouge tandis que les étoiles comme notre Soleil s'évanouissent, ce qui facilite la détection d'une planète contre l'éblouissement de son étoile. Des techniques optiques spéciales peuvent être utilisées pour supprimer la lumière de l'étoile centrale et permettre de voir plus facilement la planète elle-même. Cependant, même si nous allons dans l'espace, il sera difficile d'obtenir des images de planètes de la taille de la Terre.
Concepts clés et résumé
Plusieurs techniques d'observation ont permis de détecter avec succès des planètes en orbite autour d'autres étoiles. Ces techniques se répartissent en deux catégories générales : la détection directe et la détection indirecte. Les techniques Doppler et de transit sont nos outils indirects les plus puissants pour trouver des exoplanètes. Certaines planètes sont également découvertes par imagerie directe.
Notes
1 La méthode Doppler permet uniquement de déterminer la masse minimale d'une planète. Pour déterminer la masse exacte à l'aide du décalage Doppler et des lois de Kepler, nous devons également connaître l'angle selon lequel l'orbite de la planète est orientée par rapport à notre vision, ce que nous n'avons aucun moyen indépendant de savoir dans la plupart des cas. Cependant, si la masse minimale est égale à la moitié de celle de Jupiter, la masse réelle ne peut être que supérieure, et nous sommes certains qu'il s'agit d'une planète jovienne.
Lexique
- exoplanète
- une planète en orbite autour d'une étoile autre que notre Soleil
- transit
- lorsqu'un objet astronomique se déplace devant un autre