Mise à jour 25 Février 2020
CONFÉRENCE MENSUELLE DE LA SAF
« LES PLANÈTES EXTRASOLAIRES.
LA RECHERCHE DES AUTRES MONDES »
Par Alain LECAVELIER DES ÉTANGS
Astrophysicien, IAP
Au CNAM 292 rue St Martin Paris 3ème.
Le Mercredi 12 Février 2020 à 19H00 Amphi Abbé Grégoire.
Photos : JPM pour l'ambiance
(les photos avec plus de résolution peuvent
m'être demandées
directement)
Les photos des slides sont de
la présentation de l'auteur. Voir
les crédits des autres photos et des animations.
Le conférencier a eu la
gentillesse de nous donner sa présentation, elle est disponible sur
ma liaison ftp et se nomme :
ExoPlanets_SAF_2020.pdf, qui se trouve dans le dossier
CONF-MENSUELLES-SAF/ saison 2019-2020.
Ceux qui n'ont pas les mots de
passe doivent me
contacter avant.
Je m’inspire aussi de CR
précédents sur le même sujet.
Cette conférence a été filmée
en vidéo (grâce à UNICNAM et IDF TV, merci à Laurent Dongé) et est accessible
sur Internet
On la trouve à cette adresse
à venir
Alain Lecavelier des Étangs (à
droite de l’image et à mes côtés) est un grand spécialiste des exo planètes.
Il est sorti de l’X, puis
doctorat à l’IAP.
Nombreux post-docs : à Pune
(Inde) en radioastronomie et à Johns Hopkins sur le télescope spatial FUSE.
Chargé de recherches à l’IAP
depuis 1999.
Ouvrages récents :
Le ciel et les étoiles sans
complexe chez Hugo et Cie
Les exoplanètes. À la recherche
des nouveaux mondes dont il a écrit la préface.
On découvre tous les jours de
nouvelles planètes en dehors de notre Système Solaire et de plus en plus aussi
de nouvelles planètes « potentiellement habitables ».
Et notre conférencier de citer
Épicure : « Il y a un nombre infini de mondes semblables au nôtre et un nombre
infini de mondes différents. »
Si Épicure n’a pas craint pour
sa vie avec de tels dires, ce ne fut pas le cas de G Bruno qui fut envoyé au
bûcher.
Il a fallu attendre Michel
Mayor et son étudiant de l’époque, Didier Queloz pour découvrir la première
planète située hors de notre Système Solaire, c’était en 1995.
Comment mettre en évidence une exoplanète ?
Il y a deux difficultés
majeures :
·
une très faible séparation angulaire
·
un contraste de luminosité en revanche énorme.
La première méthode utilisée
est celle des vitesses
radiales.
Étoiles
et planètes tournent autour de leur centre de masse commun, qui est légèrement
différent du centre de l'étoile, c'est à dire que l'étoile possède un petit
mouvement décentré autour de ce point.
C'est ce mouvement (wobble en
anglais), et ses variations de vitesse que l'on essaie de détecter pour ainsi
révéler la présence d'une (ou plusieurs) planètes autour de cette étoile.
Ce mouvement est illustré sur
l'animation gif ci-contre.
C'est ce que l'on appelle la
mesure par la méthode des
vitesses radiales (Radial Velocity en anglais)
Il est clair que l'étoile étant
énormément plus massive que l'étoile, son mouvement autour du centre de masse
est très faible, par exemple, pour notre Soleil, et en ne prenant en compte que
Jupiter dans le système solaire, il serait de l'ordre de 500 microsecondes
d'arc, vu d'une distance de 10pc comme expliqué dans cet article de
l'Observatoire de Paris.
Le déplacement dû à une petite
planète comme la Terre serait …………1000 fois plus faible !!!
Hors de portée de nos
instruments pour le moment.
De telles différences de
vitesse ou de déplacement peuvent être détectés par effet Doppler, que tout le
monde connaît maintenant, c'est par exemple, le cas de la voiture qui arrive de
loin vous dépasse et s'éloigne de vous.
Quand on s'approche les
longueurs d'onde diminuent (plus aiguë ou plus bleu) et quand on s'éloigne,
elles augmentent (plus grave ou plus rouge).
Ce déplacement en fréquence
(shift en anglais) se détecte sur la lumière émise par l'étoile autour de son
orbite.
Un bel exemple de déplacement des raies par la présence d'une exoplanète.
L’autre grande méthode :
la méthode du transit.
Voici
le principe : une planète (invisible depuis la Terre), passe devant son étoile
régulièrement ; l'éclat de l'étoile diminue légèrement.
C'est cet affaiblissement de
luminosité que l'on détecte pour affirmer la présence de la planète.
Une animation du transit d'une
planète devant son étoile.
C'est le même genre de
phénomène que l'on a observé avec Vénus lors de son passage devant le Soleil le
8 Juin 2004.
Il pleut vraiment des
planètes !
À ce jour (Février 2020), on a
mis au jour :
·
4180
exoplanètes correspondant à
·
3099 systèmes
exoplanétaires dont
·
680 systèmes
multiples.
La morale de l’histoire : il y
a une grande diversité parmi ces exoplanètes.
Dessin du conférencier
représentant les divers types d’exoplanètes en fonction de leur masse (ordonnée)
et de leur distance à l’étoile (abscisse) en UA (distance Terre Soleil).
On repère facilement les
différents groupes.
Pour le moment pas beaucoup de
types terrestres !!! On découvre des 2 à 10 masses terrestres.
Il y a même des résidus
d évaporation, en effet, certaines planètes proches de leur étoile,
…s’évaporent !
De telles planètes gazeuses,
peuvent après évaporation devenir solides, donc, des résidus d'évaporation.
On les dit "chtoniennes",
la racine de cet adjectif est la même que pour autochtone.
Pour
les petites planètes, celles qui nous intéressent en principe, on a établi la
relation entre masse et rayon, comme on le voit sur le graphique ci-contre.
La zone grise correspond à un
taux de Fer trop important.
Les lignes solides
correspondent à des modèles de différentes compositions.
En pointillé bleu, ce qui
correspond le plus à la composition de notre Terre sur laquelle on a superposé
différentes exoplanètes connues.
Photo d’écran : Dressing et al
La
révolution Kepler !
Le 6 Mars 2009 dans la nuit, a
décollé de Cap Canaveral en Floride à bord d'une fusée Delta, la mission de la
NASA pour découvrir de nouvelles exoplanètes : la mission Kepler. C'est la
première mission d'envergure de la NASA pour détecter des planètes de type
terrestres, c'est à dire situées à la bonne distance de leur étoile, dans ce que
l'on appelle la zone habitable, région où l'on peut trouver l'eau sous ses trois
formes : liquide, solide et gazeuse.
Précision de mesure : 20ppm, 4
fois moins que le transit de la terre !
Il devrait voir les objets de
magnitude entre 9 et 16.
Plus de 200.000 étoiles de type
solaires devraient être scrutées pendant la période initiale de 3 ans.
L’idée
de Kepler : examiner toujours la même zone du ciel et détecter les infimes
variations de luminosité de transits devant une étoile.
Son champ d’action : 200.000
étoiles ! Il couvre 1/400 du ciel
Illustration : NASA
Méthode du transit à l’aide
d’un photomètre de 95cm d’ouverture équipé d’un miroir de 1,4m et de détecteurs
CCD.
Ce sera le plus grand capteur
CCD lancé dans l'espace : 95 millions de pixels !
Sa particularité : il pointera
un point fixe situé dans la constellation de la Lyre et fera ses relevés à
partir de cette zone-là.
On confirme une découverte si
on a pu mesurer 3 transits de la même planète
Kepler dès sa mise en service
découvre de nombreuses exoplanètes (plusieurs milliers)
Quelques exemples :
Un système solaire comportant 6
planètes dont quelques-unes probablement rocheuses.
L’étoile est du type solaire,
située dans le Cygne, proche de nous, à 2000 années-lumière, donc dans notre
galaxie.
Elle a été baptisée Kepler-11.
Le nouveau système
découvert semble être très « plat » et ressemble un peu au nôtre, sauf que la
plupart des planètes sont plus proches de leur étoile que les nôtres, elles
s’inscrivent en effet, pour ainsi dire dans l’orbite de Mercure.
Donc elles ont …chaud !
Illustr : NASA
Voir
le dossier Kepler sur le site.
La
notion de zone habitable.
Un des principaux buts de la
recherche de planètes extra solaires est de trouver des planètes similaires à la
Terre.
Mais qu’a donc la Terre de si
particulier et d’unique dans le système solaire ?
De l’EAU sous ses trois formes
physiques : solide (glace), liquide et gazeuse (vapeur d’eau)
Mais
pourquoi l’eau est-elle si importante ?
·
Elle diffuse
facilement à travers les membranes des cellules, c’est un solvant parfait
·
Forte chaleur
spécifique : peut stocker de grandes quantités de chaleur sur une planète,
amortit les variations climatiques
·
GLACE MOINS
DENSE QUE L’EAU : elle flotte sur l’eau ce qui est FONDAMENTAL : protège les
organismes sous la glace, des basses températures
On pense donc que l’eau est
nécessaire à la vie telle que nous la connaissons.
Il faut donc rechercher des
planètes qui peuvent abriter de l’eau sous ses trois formes.
Cela n’est possible autour
d’une étoile que dans une petite zone :
la zone habitable, ni trop chaud ni trop froid !
La zone habitable varie dans le
temps avec l’évolution de l’étoile (le Soleil était moins lumineux dans le passé
et sa luminosité augmentera dans le futur)
Les étoiles de petite masse
(0,5 Ms 75% des étoiles) brillent peu et leur zone habitable (zone où l’on
trouve une température clémente permettant à l’eau liquide d’exister) est proche
de l’étoile.
Cela peut provoquer par effet
de marées, une rotation synchrone (tidal locking) (comme la Lune par rapport à
la Terre) qui n’est pas l’idéal pour la vie (un côté très chaud un côté très
froid).
La présence d'eau liquide à la
surface d'une planète ne dépend pas seulement de la distance à l'étoile mais
aussi de l'atmosphère de la planète elle-même : ainsi, Mars, a perdu son
atmosphère et en conséquence son eau (échappement dans l’espace).
Planètes potentiellement
habitables et ayant un sol rocheux.
Voir le
dossier du site PHL (Planetary Habitabilty Lbaoratory).
Actuellement : 55 planètes
potentiellement habitables.
Crédit PHL.
Intéressons-nous à un système
planétaire jeune : Beta Pictoris.
Il se trouve que c'est autour
de Bêta Pictoris que l'on a longtemps pensé avoir trouvé la première planète
extrasolaire par la méthode des transits.
En effet en 1994 Alain
Lecavelier des Étangs et ses collègues, en analysant des données anciennes de
1981, sur cette étoile, détectent une baisse de la luminosité de cette étoile,
cela semble être produit par le transit d'une planète de période relativement
longue (de l'ordre de 10 ou 20 ans). Mais la détection d'une planète doit
pouvoir être confirmée par une deuxième mesure, et cela n'a pas été le cas même
après une longue période d'attente jusqu'en 2003.
Très récemment aussi, une
probable exoplanète autour de l’étoile Bêta Pictoris (dont nous avons parlée
plus haut), éloignée de celle-ci de seulement entre 5 et 8 UA et ayant 8 fois la
masse de Jupiter, vient d’être mise au jour par une équipe française, conduite
par A.M. Lagrange et son équipe du LAOG (Grenoble) d'optique adaptative NACO.
Ce pourrait bien être la
planète qui transitait en 1981.
Cette image composite
représente l’environnement proche de l’étoile Bêta Pictoris telle qu’on vient de
l’observer en infrarouge.
Cet environnement d’un très
faible éclat, se révèle après une soustraction très précise du halo stellaire
beaucoup plus lumineux.
La
partie extérieure de l’image montre la lumière réfléchie sur un disque de
poussière, déjà observé en 1996 (Mouillet et al 1997) ; la partie interne est
l’environnement très proche tel qu’il vient d’être observé à 3,6 microns (bande
L’).
La source nouvellement détectée
est plus de 1000 fois plus faible que Bêta Pic et est alignée avec le disque.
Elle se situe à une distance projetée de 8 UA. Les deux parties de l’image ont
été obtenues sur des télescopes de l’ESO équipés d’optique adaptative.
(Commentaire tiré
de
l'article du LESIA)
Image VLT/LESIA
De façon générale, la précision
des mesures actuelles permet même de déterminer
l’obliquité
des exoplanètes.
De nos jours il est aussi
possible d’obtenir avec le transit de nombreuses informations sur l’atmosphère
(éventuelle) des exoplanètes.
En effet, 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.
On peut aussi utiliser le fait
que la planète en passant DERRIÈRE son étoile, nous donne des indications sur
son émission IR par exemple, ceci peut être mis en évidence avec un télescope IR
De nombreuses informations ont
été obtenues sur 55 Cnc e
(55 Cancri e)
Le graphique a été obtenu par
le télescope spatiale IR Spitzer.
On voit que
la méthode du transit
est très puissante et permet d’atteindre de nombreux paramètres comme :
|
Dans le domaine UV : • HI 121.6 nm
• OI 130.5 nm CII 133.5 nm
• SiIV 139.8 nm
• SiIII 140.1 nm
• Mg II 280.0 nm, MgI 285.3 nm |
Dans le domaine Visible : • H2 (Rayleigh)
300-500 nm
• Aérosols (MgSiO3 / Al2O3) 300-2000 nm
• Na I 589.2-589.8 nm
• K I 768.4 nm |
Dans le domaine IR : • TiO-VO 600-800 µm
• CH4 1.6 - 2.3 - 3.3 - 3.5-8 µm
• H2O 1.4 - 6-8 µm
• CO2 4 µm • CO 2.3 - 4.5 µm |
De plus certains paramètres
physiques peuvent aussi être mesurés :
• Présence/Absence d’éléments
chimiques
• Température (T)
• Pression (P)
• Variation de température avec
l’altitude (dT/dz)
• Variation d’abondance avec
l’altitude (dN/dz)
• Taux d’échappement (dM/dt)
• Vents au terminateur
jour-nuit (V)
• Vitesse de rotation (Ωp)
Les exoplanètes et la vie !
Comment détecter une présence
de vie possible sur un tel corps lointain ?
Il existe des
marqueurs dans l’atmosphère de la planète, tels que : O2 ; O3 ; CH4 ; H2O
etc..
Un public très attentif !
POUR ALLER PLUS
LOIN :
Propriétés des exoplanètes par l’Observatoire de Paris.
The universe full of
exoplanets
The Rossiter-McLaughlin effect for exoplanets
The obliquities of the
planetary systems detected with CHEOPS presentation pdf de G Hebrard
Tempête dans l'atmosphère d'une exoplanète
Discovery of XO-6b: A Hot Jupiter Transiting a Fast Rotating F5 Star on an
Oblique Orbit
Mapping
Temperatures While Raising Questions
Dossier sur les exoplanètes sur votre site préféré.
Prochaine conférence mensuelle de la SAF au CNAM:
Mercredi
11 Mars 19H00
CONFÉRENCE de Antonella BARUCCI
Astrophysicienne au LESIA
SUR «
MISSIONS VERS LES ASTÉROÏDES :
HAYABUSA ET OSIRIS-REX.
»
Entrée
libre mais
réservation obligatoire.
(il reste
très peu de places!)
Bon ciel à tous
Jean Pierre
Martin Président
de la commission de cosmologie de la SAF
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