mise à jour le 23
Décembre 2005
CONFÉRENCE
SUR
"LES PLANÈTES EXTRA SOLAIRES"
Par Roger
FERLET,
Directeur de recherche au CNRS, Astrophysicien à l'IAP
Organisée par la
SAF
À l'Institut
Océanographique rue St Jacques, Paris
Le Mercredi 14 Décembre 2005 à 20H30
Photos d'ambiance
: JPM.
BREF COMPTE RENDU ET QUELQUES DIGRESSIONS
AUTOUR DU SUJET
Nombreuse
assistance pour un sujet aussi passionnant que les planètes extra solaires appelées
aussi exoplanètes.
Roger Ferlet,
grand spécialiste des exoplanètes commence par une approche historique de cette
"pluralité des mondes" qui a taraudé la science depuis des siècles.
Cela a commencé
avec la lettre d'Épicure à Hérodote en passant par le massacre de G Bruno qui
osa proclamer que l'Univers était peuplé d'une multitude de mondes analogues au
notre, crime de lèse église, hop au bûcher!
Bovier de
Fontenelle pensait aussi qu'il existait d'autres mondes habités dans l'Univers.
Flammarion,
Schiaparelli y croyaient aussi.
Depuis une dizaine
d'années on observe des systèmes planétaires hors de notre système solaire.
En étudiant le
ciel, on remarque des zones sombres qui
sont des nuages interstellaires, (inter stellar medium ou ISM en
anglais) cela n'est pas une marque de manque d'étoiles à cet endroit, au
contraire. Mais la densité de ces nuages, comme le fameux sac à charbon de
l'hémisphère sud ( Dark Cloud B68) empêche la lumière des étoiles de le
traverser, on ne peut les voir qu'en Infra Rouge comme sur cette photo du VLT
de l'ESO.
(plus de détails
en cliquant sur l'image)
De même les
nuages de M16 visibles en IR laissent apparaître des étoiles naissantes.
Toutes ces étoiles
renferment-elles des systèmes planétaires?
Mais comment donc
se forme justement les systèmes planétaires?
C'est Laplace qui
eut le premier l'idée de la nébuleuse primitive, cette notion a été confirmée
avec le temps.
Il y a contraction
petit à petit d'un nuage de gaz sous son propre poids (action de la gravité) et
aplatissement dû à la rotation (tout tourne dans l'espace depuis l'origine)
provenant de la force centrifuge
C'est le disque proto-planétaire.
Pendant cette
phase, la pression, la température et la densité augmentent, on atteint
quelques millions de degrés, les réactions nucléaires se déclenchent au centre
de la nébuleuse.
Une étoile est
née!
La nébuleuse
autour de l'étoile refroidit : plus on est loin plus on est froid.
Cela donne
naissance par accrétion (agglomération des
particules qu'on appelle des planétésimaux comme les grumeaux d'une pâte à
crêpes) aux planètes telluriques près du soleil (l'eau s'est évaporée, il reste
des produits réfractaires principalement) et aux géantes gazeuses (poussières et
glace) dans le fond du système solaire.
La ligne de
séparation s'appelle la ligne des glaces.
Un système solaire
est né.
En fait une étoile
correspond au passage de gros à petit (grosse volume de gaz devient une petite
sphère) et les planètes de petit à gros: des petits grains de matière
s'agglutinent pour former une planète.
On s'aperçoit que d'après la théorie, les
grosses planètes se forment loin de leur étoile,
Il y a essentiellement deux arguments pour
une formation des planètes géantes loin de leur étoile:
1- l'accrétion de poussières pour former
des planétoïdes ne peut s'enclencher qu'avec des grains solides (glaces); trop
près (moins de 2 UA environ pour un Soleil), ces grains se subliment;
2- un planétoïde trop près de l'étoile
parcourt une anneau petit qui ne contient pas assez de matière pour faire une
grosse planète.
(Nota : ce n'est pas comme je le pensais
aussi à cause des forces de marée, car comme me le confirme R Ferlet : Pour que
les forces de marée cassent une planète, celle-ci doit être extrêmement proche
de l'étoile).
Or les premières
planètes extra solaires trouvées étaient près de leur étoile. Donc
contradiction. On va en reparler bientôt
COMMENT
DÉTECTER DES EXOPLANÈTES ?
Il y a
principalement trois méthodes :
·
Détection
directe : en faire une photo; à priori pas facile vue la distance
·
Méthodes
basées sur le mouvement propre de l'étoile autour du centre de gravité commun:
- Mouvement propre détecté directement pas astrométrie
- Mesure des vitesses radiales ou effet Doppler ou spectroscopie
·
Méthodes
basées sur la brillance de l'étoile et sa variation; photométrie :
- Lentille gravitationnelle
- Transit ou passage.
DÉTECTION
DIRECTE
Cette détection
directe, c'est à dire être capable de visualiser dans un télescope (et donc
d'en faire une photo) une planète extra solaire, est un vrai défi à cause de la
petitesse de l'objet à détecter.
Néanmoins on
s'aperçoit en regardant la courbe ci-contre qui représente la luminosité de
notre Soleil et des planètes Terre et Jupiter, que la différence de luminosité
(ce qui nous intéresse car si l'étoile est trop lumineuse elle va
"aveugler" le télescope) est moindre dans le
domaine de l'infra rouge vers les 10 microns.
Et c'est bien dans
l'IR que nous (l'ESO) avons imagé la première
planète extra solaire en Avril 2004 à partir du VLT, nous en avions parlé
dans les astronews à l'époque.
L'étoile hôte est
une naine brune (elle apparaît en … bleu sur la photo diffusée à voir sur le
lien précédent), mais quand même c'est une étoile et c'est la première photo
d'une planète autour d'une étoile hors de notre système solaire.
Et la photo a été
faite dans l'IR. L'étoile s'appelle 2M1207.
Cette naine brune
(étoile ratée) est située à 230 Années Lumière de chez nous (une voisine!) et
aurait 8 millions d'années d'existence (donc très jeune).
Cette planète
avait 5 fois la masse de Jupiter et était situé à 55 UA de son étoile.
Depuis
l'époque de cette découverte, on a photographié d'autres planètes, mais c'est à
chaque fois un exploit.
Comme pour GQ Lupi
et AB
Pictoris (voir photo ci contre, la planète est aussi le point rouge) de
l'ESO encore.
De même
l'observatoire spatial en IR Spitzer a lui aussi découvert une planète extra
solaire HD
209458b située à 153 années lumière.
DÉTECTION
INDIRECTE BASÉE SUR LE MOUVEMENT PROPRE.
En fait quand on
dit qu'une planète tourne autour de son étoile, c'est faux, la planète et
l'étoile tournent autour de LEUR CENTRE DE MASSE COMMUN,
il s'en suit un mouvement (plus ou moins important suivant les rapports de
masse) de l'étoile devant le fond du ciel; c'est ce plus ou moins petit
mouvement qu'on essaie de détecter.
Cela nous conduit
à deux méthodes :
MÉTHODE
ASTROMÉTRIQUE
Cela suppose des
photographies de nuit en nuit pour voir ce mouvement propre et détecter ainsi
le mouvement périodique du centre de l'étoile. C'est donc ce que l'on appelle
une méthode astrométrique.
Elle ne marche pas
encore de la Terre, les mouvements à détecter sont trop faibles pour nos
instruments, comme on s'en rend compte sur la courbe ci contre représentant le
mouvement propre de notre Soleil dû à toutes les planètes et vu à 10 parsecs de
distance.
C'est
ridiculement faible, regardez
bien l'échelle du graphique.
Un trait horizontal
ou vertical représente 0,2 milli arcsec!!!
Aucun instrument
n'existe pour le moment capable de détecter à partir d'une étoile même proche
une telle variation, donc exit pour le moment.
MÉTHODE
DES VITESSES RADIALES OU SPECTROSCOPIE OU EFFET DOPPLER.
(Radial velocity
method ou Doppler spectroscopy en anglais)
Le
principe est basé sur l'effet Doppler bien connu.
Si une étoile
possède une planète, le léger mouvement propre dû à celle ci se caractérise par
le fait que pendant une partie de son orbite elle s'approche de l'observateur
(là où il y une lunette) et pendant une autre partie elle s'en éloigne. Cette
variation est généralement très faible, dans le cas de Jupiter et de notre
Soleil, la variation de vitesse radiale du soleil serait de ….10m/sec!!
Comme pour le son lorsqu'une
voiture arrive vers nous puis s'en éloigne, la lumière
subit aussi cet effet Doppler.
On le mesure en
analysant les raies de l'étoile par spectroscopie.
En fait si le plan
de l'orbite de l'étoile n'est pas dans le plan d'observation , l'angle de visée
i joue aussi.
La variation de
fréquence est liée à la vitesse radiale par la formule suivante :
Δλ / λ0 = Vr/c
Où c est la
vitesse de la lumière.
En fait, la masse
d'une exoplanète déterminée par cette méthode est une limite inférieure.
La vitesse mesurée
est en fait la composante parallèle à l'axe de visée, c'est à dire comme si le
plan de l'orbite était confondu avec la
ligne de visée.
(voir illustration plus haut) En réalité, l'orbite peut être inclinée. Il faut
donc tenir compte du sinus de l'angle de visée.
C'est grâce à
cette méthode que la première planète extra solaire a
été trouvée par M Mayor et D Queloz de l'Observatoire de Genève avec le spectrographe ELODIE
de l'Observatoire de Haute Provence (OHP).
C'est la planète baptisée 51 Peg b, tournant
autour de l'étoile 51 Peg dans le carré de Pégase et située à 42 années lumière
de nous, donc très très proche.
Ils
ont mesuré les variations de vitesse au cours du temps et ont eu la surprise de
noter que la période était très rapide : 4,23 jours!!!
Ils ont mesuré aussi la
distance à l'étoile : surprise aussi elle est très près : 0,05UA et de masse
0,5 celle de Jupiter et température évaluée à 1300°K.
C'est le premier
élément de ce que l'on va appeler des "Jupiter
chauds" (Hot Jupiter).
La découverte
d'une telle planète massive si près de son étoile remet en question ce qui a
été dit plus haut concernant la formation des grosses planètes. La théorie doit
s'adapter, on pense que ce genre de grosses planètes s'est formé plus loin de
son étoile et qu'il y aurait eu au cours du temps migration
vers l'intérieur du système stellaire par interaction gravitationnelle
avec d'autres planètes.
Un détail
anecdotique révélé par Roger Ferlet sur pourquoi ce ne sont pas les américains
qui ont trouvé la première planète. Et bien justement parce qu'ils cherchaient
des planètes du genre Jupiter très loin de son étoile donc avec des périodes
beaucoup plus grandes.
Ils sont passés au
travers des périodes courtes, alors que M Mayor spécialiste des étoiles doubles
(période rapide généralement) n'a pas négligé ce domaine de fréquence.
Voici le tableau
actualisé des dernières découvertes d'exoplanètes.
L'échelle
verticale représente l'étoile en horizontal, on a la distance à l'étoile de la
ou des planètes en UA (distance terre soleil).
On trouve beaucoup
de planètes avec cette méthode des vitesses radiales. Mais bien entendu ce sont
principalement des grosse planètes, et la plus petite de ces "grosses"
fait quand même 14 masses terrestres ; une dernière découverte va être publiée
bientôt dont nous ne pouvons encore rien révéler si ce n'est que la masse
serait autour de 5 masses terrestres et donnera lieu à un article dans Nature
très bientôt.
On trouve aussi
beaucoup de système de planètes multiples comme Upsilon Andromedae par
exemple.
Il y a ici 3
planètes : b, c et d; les pointillés représentent les orbites de Mercure,
Vénus, la Terre et Mars.
On trouve même par
une méthode similaire des planètes autour des pulsars. En effet les planètes
provoquent aussi un effet Doppler sur l'émission (type gyrophares) des pulsars,
on mesure les décalages en fréquence des signaux. Comme par exemple la petite
exoplanète trouvée autour du
pulsar PSR B1257+12.
Voici maintenant
une courbe de la répartition des planètes extra solaires découvertes à ce jour
(décembre 2005) en fonction de leur masse. Attention l'échelle des masse
horizontale est logarithmique. L'unité de masse est Mj la masse de Jupiter.
Ces graphiques et
courbes sont mis à jour automatiquement sur l'excellent site du spécialiste
Jean Schneider que vous pouvez consulter pour voir l'évolution. (voir référence
à la fin de ce CR)
DÉTECTION
BASÉE SUR LA PHOTOMÉTRIE :LES VARIATIONS DE BRILLANCE DE L'ÉTOILE.
LENTILLE GRAVITATIONNELLE
(MICROLENSING).
Cette
méthode est basée sur la variation de lumière d'une étoile source (ou d'une
galaxie, d'un amas de galaxies) devant laquelle passe une masse importante, une
autre étoile suivant ce qu'avait prédit le génial Albert il y a près de 100
ans.
En effet suivant
la position de la source et de l'étoile lentille on voit des formes différents
comme expliqué sur le dessin ci contre (tiré d'une présentation sur le projet
GEST à consulter dans les références) et aussi sur cet
astronews précédent qui résume le sujet.
Lorsque
l'alignement est parfait on voit le célèbre anneau
d'Einstein; dans les autres cas il y a d'autres figures qui se
produisent.
Lorsque l'étoile
lentille possède une (ou des) planète, son léger mouvement dû à la présence de
cette planète, modifie l'anneau d'Einstein quand la planète passe entre
l'étoile et la galaxie lentille, il peut y avoir dédoublement d'image.
C'est une méthode
qui marche, même si limitée aux étoiles donc à notre environnement proche;
comme on peut le voir sur les courbes ci après :
On
voit dans l'image supérieure centrée sur l'étoile lentille en jaune; en vert
l'anneau d'Einstein, en bleu (visible dans l'animation) l'image amplifiée de
l'étoile en deux parties : majeure au dessus du cercle vert et mineure dans le
cercle vert, et le cercle rouge l'image non amplifiée de l'étoile.
Le signal observé
est représenté dans la partie inférieure de la diapo.
Une planète qui se
trouverait dans la région hachurée donnerait un signal détectable qui apparaît
comme le pic de la courbe du bas.
L'effet de
lentille conserve la luminosité de surface , de telle façon que la source est
amplifiée par un facteur égal à la surface totale des deux images divisée par
la surface de la source, ce qu'exprime la formule notée dans le coin gauche du
graphe inférieur. (explication recueillie auprès de Scott Gaudi, merci à
lui!) L'échelle horizontale est le
temps en unité arbitraire.
Les animations de
cette méthode se trouvent sur le site de Scott Gaudi
du Center For Astrophysics (CfA) de Harvard.
L'avantage de
cette méthode est qu'elle permet de découvrir des planètes de faible masse
(terrestres)
Une
des premières découvertes a été faite par cette méthode avec le projet OGLE (Optical Gravitational
Lensing Experiment) en 2003 : OGLE 2003-BLG-235/MOA 2003-BLG-53 dont vous
pouvez voir les courbes sur le site de
l'expérience.
Vous pouvez voir
la vidéo de la
détection en gif.
Voilà la dernière
(la deuxième) planète
découverte par cette méthode;
Nous avons déjà
parlé de cette méthode dans un
astronews précédent que vous pouvez consulter.
LA MÉTHODE DU TRANSIT.
C'est la méthode photométrique la plus en
vogue actuellement, cela correspond au passage d'une
planète devant le disque de son étoile ce qui provoque une (très) légère
atténuation de sa luminosité que l'on détecte. (ordre de grandeur : Jupiter
provoquerait 1% d'atténuation et notre belle planète : 0,01%!!!).
En cliquant sur
l'image vous verrez l'animation mpeg de ce phénomène.
Une telle méthode
suppose bien sûr de bonnes conditions d’observation : vue par la
« tranche
Inconvénients
majeurs :
1) les orbites doivent être bien orientées par rapport à la terre, ce qui
limite le nombre de découvertes
2) la durée du transit est généralement très faible par rapport à la période de
la planète, il faut être là au bon moment
Avantage majeur
sur la spectroscopie : on peut analyser tout un coin du ciel en même temps,
soit des millions d’étoiles
C'est une méthode
qui marche très bien et qui est adaptée même à des télescopes de petites
dimensions.
Cette méthode a
donné ses premiers résultats en 1999 avec la découverte de HD-209458b par les
célèbres Marcy et Butler de Berkeley, qui a été immédiatement baptisée Osiris.
Une planète de 60%
la masse de Jupiter orbite
HD 209458 (150al dans Pégase) tous les 3 jours et demi et provoque une
variation d’intensité lumineuse de 1,7% ….c’est Jupiter encore!
Elle est donc très
proche de son étoile encore une fois.
Cette planète a eu
la chance d'être découverte par deux méthodes différentes qui permettent ainsi
d'atteindre plusieurs de ses paramètres. Par rapport à Jupiter, notre étalon.
La méthode de la
vitesse radiale à donné sa masse : 0,6 Mj approx
La méthode du
transit a donné son rayon : 1,35 Rj
On en déduit la
densité : 0,35
Il peut se
produire aussi des transits secondaires, en effet la planète (surtout si elle
est près de son étoile) émet aussi dans l'infra rouge et son passage derrière
son étoile provoque une diminution du rayonnement IR détecté.
Voir le principe
sur ce site.
Et notre
spécialiste pour la détection IR c'est l'observatoire spatial Spitzer; il a
déjà détecté deux transits secondaires pour Osiris et pour TrES-1 comme on le
voit sur les courbes ci-contre.
Nous en avions
parlé dans cet
article précédent.
Mais Roger Ferlet
nous avait gardé le meilleur pour la fin.
Pendant les
transits on peut analyser l'atmosphère de la planète extra solaire au moment où
elle passe le limbe; on peut donc atteindre sa composition et diverses autres
informations.
Cela a été fait
avec Osiris à la longueur d'onde de l'Hydrogène (Lyman alpha) avec le télescope
spatial Hubble;
On détecte une
absorption par la planète seule de 1,6%.
Voici
l'observation en vert avant le transit et en rouge pendant le transit.
On détecte donc de
l'Hydrogène dans l'atmosphère de cette planète extra solaire, c'est la première
fois.
On a aussi détecté
C et O2 dans
l'atmosphère.
Mais plus fort que
cela on s'aperçoit bientôt que l'atmosphère d'Hydrogène
s'évapore!!
Comment cela est
il possible?
On a mesuré lors
de ce transit, de l'Hydrogène en grande quantité dans la haute atmosphère
d'Osiris (absorption de plus de 10%). Cette quantité d'H s'étend très loin de
la planète, à plus de 3 rayons, soit au delà de la limite de Roche (au delà de cette
limite les objets ne sont plus retenus par la planète mais attirés par
l'étoile)
L'atmosphère
d'Osiris, si proche de son étoile (7 millions de km seulement! Notre Jupiter
est 100 fois plus loin) est chauffée de façon extrême, se dilate et est soumise aussi aux forces de marée de
son étoile , l'Hydrogène est aussi poussé par le vent stellaire; tout ceci
concourt à la faire s'échapper de la planète.
On voit en
cliquant sur l'image de gauche une animation préparée par l'IAP montrant le
passage de la planète devant son étoile.
D'autres formats
sont proposés en référence plus bas.
La planète
ressemble à une comète.
Osiris
s'évapore!
On a évalué le
taux d'évaporation à 10.000 tonnes d'Hydrogène par seconde, mais rassurez vous
il y en a assez pour plusieurs centaine de millions d'années.
Ces genres de
planètes perdant progressivement leur enveloppe peuvent au cours du temps
devenir "nue" , des résidus de planètes gazeuses (on leur a donné un
nom des "chtoniennes", divinités grecques ayant participé à la construction
du Panthéon grec), peut être que les planètes telluriques très (trop) proches
de leurs étoiles sont les restes de géantes évaporées complètement?
Tout ceci nous
mène à la durée de vie en général des exoplanètes découvertes.
On
peut tracer un graphique où l'on positionne les diverses découvertes , en
horizontal nous avons la distance en UA par rapport à l'étoile et en vertical
la masse des planètes en fonction de la masse de Jupiter.
L'age se trouve
être le paramètre marqué sur chaque courbe (unité pas claire? Merci pour tout
commentaire à ce sujet!)
On remarque que
les planètes à "évaporation" sont bien entendu situées dans la bas,
dans la zone bleue: en effet elles sont très près de leur étoile.
Elles ont une
durée de vie faible.
De même les restes
d'évaporation sont encore plus bas (leurs dimensions ont diminué) dans la zone
noire.
État des lieux des
planètes extra solaires découvertes à ce jour (Décembre 2005) : 170 en tout,
voici la répartition distance/masse due à J Schneider.
LES
FUTURES MISSIONS SPATIALES POUR CHERCHER LES EXOPLANÈTES.
De nombreuses
missions américaines et européennes sont prévues dans les années qui viennent
pour essayer de trouver des planètes extra solaires et principalement des
planètes terrestres.
En voici quelques
unes, toutes ne sont pas encore totalement financées, donc à suivre de près
l'évolution.
MISSION |
PAYS/Organisation |
ANNÉE |
DESCRIPTION |
COROT |
ESA
(principalement France : CNES) |
2008 |
Méthode du
transit, on espère détecter des planètes terrestres Télescope de 30
cm |
KEPLER |
NASA Discovery Program/JPL |
2007/2008 |
Transit et
vitesse radiale. Télescope de 95 cm Voir site : http://kepler.nasa.gov/ |
GAIA |
ESA |
2011 |
Transit Voir site : http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=31442
|
DARWIN |
ESA |
2015 |
IR et spectroscopie très ambitieux 6 sondes séparées équivalents à un télescope géant de l'ordre
de 100m. situé entre Mars et Jupiter. Financement? Devrait pouvoir
mesurer eau, CO2 et O3. (photosynthèse) Voir site : http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=28
|
TPF |
NASA |
?? |
IR et
spectroscopie 2 sondes séparées. Voir site : http://planetquest.jpl.nasa.gov/TPF/tpf_index.cfm
|
GEST |
USA/Indiana |
?? |
Microlensing et
Transit Voir site : http://bustard.phys.nd.edu/GEST/ |
Les futures missions devraient
pouvoir être capables de détecter les signes d'une vie possible.
POUR
ALLER PLUS LOIN :
Sites généraux sur les
exoplanètes :
L'encyclopédie des
planètes extra solaires par Jean Schneider : un must.
De Yael Naze 7
pages pdf "des
planètes par milliers" : très bonne approche claire des méthodes.
L'origine
du système solaire et scénario de formation par A Brahic et S Charnoz 9 pages format pdf
Numéro spécial des
cahiers de l'espace du CNES 2002 volume 1 "La vie ailleurs", très complet. 24 pages format
pdf.
Article du Monde
août 2005 sur "dix ans
de découvertes de planètes extra solaires"
Une approche
simple et synthétique de la recherche
des planètes extra solaires (en anglais) par la Washington Univ. de Saint
Louis:
Un site américain
avec tout sur les exoplanètes : Exoplanets.org
Superbes
animations sur les différentes
méthodes sur" how stuff works?" (anglais facile à comprendre) :
Un cours de nos
amis anglais concis sur la recherche des
planètes extra solaires.(anglais)
Les exoplanètes
par Answer. Com
(anglais) : simple et de base.
Qui a obtenu la
première photo la première photo d'une exoplanète
par la Cité des Sciences.
planet
search project nasa Liste de tous les projets concernant les planètes extra
solaires à consulter obligatoirement:
"Observed
Properties of Exoplanets: Masses, Orbits, and Metallicities" de G
Marcy and P Butler 19 pages pdf (anglais) extra
Sites plus particuliers :
Sur 51 Peg par J Schneider
Sur HD
209458 (Osiris) :
La planète HD 209458b par l'IAP
Extrait de la
revue L'Astronomie
de Mai 2003 "HD 209458 Une exoplanète à l'allure de comète" par
Roger Ferlet 6 pages format pdf 900kB.
L'ESA sur l'atmosphère
de cette planète. (anglais) et en français.
Les planètes extra
solaires : des
modèles pour comprendre leurs évolutions du CNRS
Une planète extra
solaire s'évapore, communiqué de presse avec vidéos.
Hubble sur l'évaporation de
Osiris (anglais).
Tout sur Osiris
: pas mal.
Animation
de l'évaporation en mpeg 13MB attention si pas haut débit. Existe aussi en gif
7,5 MB.
Animation plus complète de
l'évaporation (tous les paramètres) en mpeg 13MB même remarque.
Animation de
l'évaporation par J Vidal Major : 5MB avi.
Osiris
une planète qui s'évapore, Conférence donnée le 3 février 2004 à l'Institut
d'Astrophysique de Paris par Alain Lecavelier, page menant à la vidéo de cette
conférence (CERIMES)
Autres
APOD sur Upsilon Andromeda
très complet.
Présentation Power
Point sur le
microlensing et sur la mission GEST en anglais de 3,6Mb: très bon
Les
exoplanètes et la mission GEST document pdf de 16 pages et de 1,74MB.
La méthode des lentilles gravitationnelles par l'IAP
(en anglais) Microlensing
Site de Roger Ferlet à l'IAP, notre
conférencier de ce soir et grand spécialiste de planètes extra solaires.
Site de Alfred Vidal Majar de l'IAP
spécialiste exo planètes.
LIVRES UTILES :
Il
pleut des planètes de A Vidal Majar
chez Hachette.
Les
planètes extra solaires par Th Encrenaz chez Belin
L’épopée de la
découverte des exoplanètes est décrite de manière romanesque par Elisa Brune
dans Les
Jupiters Chauds, Belfond (Paris), 2002
Les
Nouveaux Mondes du cosmos : à la découverte des exoplanètes de Michel
Mayor, editions du seuil
Bon ciel à tous
Jean Pierre
Martin www.planetastronomy.com
Membres de la SAF