exoplanète - astronomie.

exoplanète - astronomie. 1 PRÉSENTATION exoplanète ou planète extrasolaire, planète située hors du Système solaire, orbitant par conséquent autour d'une autre étoile que le Soleil. Avec la découverte de la première exoplanète en 1995, une nouvelle discipline de l'astronomie a vu le jour : la chasse aux planètes extrasolaires. Les enjeux de cette recherche intensive sont principalement l'amélioration des modèles actuels de formation planétaire, ainsi que la découverte d'exoplanètes semblables à la Terre et pouvant abriter une quelconque forme de vie. D'après les premières études sur les exoplanètes détectées, celles-ci ont une masse inférieure à celle d'une naine brune (13 fois la masse de Jupiter ou 1,3 p. 100 de celle du Soleil). 2 FORMATION DES PLANÈTES Les résidus de la formation stellaire s'organisent dans des disques entourant les étoiles jeunes. Au sein de ces disques, la formation des protoplanètes se fait par agglomération de grains de matière solide au cours de chocs. À proximité de l'étoile centrale, la température est trop élevée pour que beaucoup de matière solide soit disponible : aussi, seules des planètes peu massives peuvent s'y former -- la Terre en est un exemple. Plus loin dans le disque, la température chute suffisamment pour que des glaces subsistent (ammoniac, oxydes de carbone, méthane et eau) ; la réserve de matière solide est alors suffisante pour former des protoplanètes 10 fois plus massives que la Terre. Lorsque cette masse est atteinte, l'attraction gravitationnelle est suffisante pour que ces embryons de planètes attirent le gaz les entourant. Leur masse s'accroît alors rapidement jusqu'à ce qu'elles deviennent des planètes gazeuses géantes telles que Jupiter (voir formation des systèmes planétaires). 3 LES MÉTHODES DE DÉTECTION DES EXOPLANÈTES 3.1 Détection directe Une planète extrasolaire est toujours beaucoup moins lumineuse que son étoile (Jupiter, par exemple, est 625 millions de fois moins lumineuse que le Soleil dans le visible). Or aucun instrument d'astronomie n'est actuellement capable de détecter un tel astre, perdu dans la luminosité de l'étoile autour de laquelle il tourne. Toutefois, le télescope Yepun, l'un des quatre télescopes européens de 8,2 m du Very Large Telescope (VLT) installé sur le mont Paranal (Chili) et géré par l'observatoire européen austral (European Southern Observatory, ESO), a pris la première photographie d'une exoplanète en juin 2004. L'observation directe de cette exoplanète (d'environ 5 fois la masse de Jupiter) a été possible car cette planète extrasolaire tourne autour d'une naine brune (2M1207), c'est-à-dire une étoile qui n'a pas été assez massive pour amorcer des réactions de fusion thermonucléaire et devenir une étoile brillante comme le Soleil. Outre la faible luminosité de la naine brune, indispensable à la réalisation du cliché, cette observation a bénéficié du fait que le télescope Yepun est équipé du système NACO -- un instrument alliant une optique adaptative (NAOS) et une caméra infrarouge (CONICA) --, qui permet de corriger en temps réel (grâce à un miroir déformable) les images perturbées par l'atmosphère terrestre. Néanmoins, des observations supplémentaires devront être menées pour confirmer la découverte. 3.2 Détection indirecte 3.2.1 Perturbations dynamiques et mesures des vitesses radiales Une planète ne tourne pas réellement autour de son étoile, mais les deux tournent autour de leur centre de gravité commun. Dans un système étoile-planète, ce centre de gravité est proche de l'étoile (l'étoile étant beaucoup plus massive que la planète), mais pas exactement confondu avec son centre. L'étoile subit ainsi un léger mouvement orbital engendré par l'attraction de la planète. Ce mouvement peut être observé de deux façons. Tout d'abord en mesurant la position de l'étoile dans le ciel. Les déplacements sont cependant extrêmement faibles. Il est nécessaire d'obtenir des précisions de l'ordre de 0,00001 seconde d'arc (ce qui équivaut à observer depuis la Terre une pièce d'environ 3 cm de diamètre située sur Jupiter) pour avoir des chances raisonnables de mesurer cet effet. La seconde méthode consiste à mesurer la vitesse de l'étoile dans notre direction (vitesse radiale) par effet Doppler. Une variation de cette vitesse indiquera un mouvement orbital. L'influence de Jupiter sur le Soleil crée ainsi des variations de la vitesse du Soleil de 43 km/h. Ces deux méthodes ont l'avantage de donner directement les masses des planètes et leurs périodes orbitales. 3.2.2 Observations des transits Une autre méthode de détection est possible lorsque le couple étoile-planète est orienté de telle sorte que la planète passe devant son étoile. Un phénomène équivalent à une éclipse solaire, appelé transit, se produit alors, pouvant faire diminuer la lumière nous arrivant de l'étoile de 1 p. 100 dans le cas d'une planète similaire à Jupiter. 3.2.3 Observation d'effets de microlentilles gravitationnelles Un phénomène de microlentille gravitationnelle se produit lorsqu'une étoile passe devant une autre étoile : la gravité de l'étoile située au premier plan (appelée étoilelentille) dévie et amplifie la lumière émise par l'étoile située à l'arrière-plan (l'étoile-source). Les variations de l'éclat de l'étoile-source en fonction du temps (temps d'occultation de l'étoile-source) peuvent être représentées par une courbe en forme de cloche. La détection d'une anomalie dans le tracé régulier de cette courbe (pic supplémentaire de luminosité de plusieurs heures) est généralement attribuée à la présence d'une planète aux côtés de l'étoile-lentille (la planète, bien que largement moins massive que l'étoile, contribue elle aussi à l'amplification de la lumière de l'étoile-source, d'où le pic supplémentaire). Cette méthode de détection nécessite une surveillance constante du ciel et un réseau de télescopes permettant d'observer en continu l'évolution de la luminosité de l'astre. Plusieurs exoplanètes ont déjà été découvertes par cette méthode, qui permet de détecter des planètes extrasolaires de tailles semblables à celle de la Terre. 4 CATALOGUE DES EXOPLANÈTES 4.1 Les premières détections et les « Jupiters chauds « Dans les années 1990, les mesures des vitesses des étoiles atteignent la précision nécessaire pour détecter les planètes qui les entourent. La première planète extrasolaire est découverte en 1995 par les Suisses Michel Mayor et Didier Queloz, en utilisant un télescope de l'observatoire de Haute-Provence. Cette exoplanète, de masse égale à 0,47 fois celle de Jupiter, tourne autour de 51 Pégase, une étoile similaire au Soleil. La surprise est venue de sa proximité par rapport à son étoile : 20 fois plus proche que la Terre ne l'est du Soleil. Depuis, d'autres planètes géantes très proches de leurs étoiles, et donc surchauffées, ont été découvertes : le nom de « Jupiters chauds « leur a été attribué. Elles ont complètement remis en cause les modèles de formation planétaire selon lesquels les planètes massives naîtraient obligatoirement loin de leur étoile. Leur existence peut s'expliquer par un phénomène de migration : les planètes ne restent pas là où elles se sont formées. Dans leur jeunesse, elles subissent des interactions gravitationnelles avec le disque et avec d'éventuelles autres planètes. En fonction des différentes interactions, elles peuvent soit s'éloigner, soit se rapprocher de leur étoile centrale. Des mesures effectuées en 2003 sur un Jupiter chaud particulier qui éclipse son étoile (HD 209458b) indiquent que ce type de planète est entouré d'un nuage d'hydrogène. Comme dans le cas des comètes, la pression de radiation de leur étoile provoque leur évaporation. Les Jupiters chauds auraient ainsi une durée de vie de seulement quelques milliards d'années, avant de perdre intégralement leur gigantesque atmosphère. Les Jupiters chauds représentent la grande majorité des exoplanètes connues à ce jour (plus de 130 en 2004). Ces planètes extrasolaires ont été découvertes par la méthode des vitesses radiales, plus sensible aux planètes massives qui possèdent des périodes orbitales courtes. Le plus léger des Jupiters chauds connus a une masse d'environ 0,1 fois celle de Jupiter ; les plus massifs font une dizaine de fois la masse de Jupiter. Toutes ces planètes sont donc des géantes gazeuses, qui présentent la particularité de tourner autour de leur étoile en orbite serrée. Toutefois, des planètes situées à 4 fois la distance Terre-Soleil de leur étoile ont déjà été découvertes. Des planètes plus lointaines existent sans doute, mais les méthodes de détection n'y sont pas encore sensibles. La grande majorité de ces exoplanètes tournent autour d'étoiles similaires au Soleil (étoiles naines dites de la séquence principale ; voir diagramme de Hertzsprung-Russel). Mais il s'agit à nouveau d'un biais des méthodes de détection, qui sont plus précises pour ce type d'étoile. 4.2 Des exoplanètes autour de pulsars Une grande surprise est venue de la découverte d'exoplanètes orbitant autour de pulsars. Or les pulsars sont les restes d'étoiles ayant explosé en supernovae, ce qui a détruit les planètes préexistantes. Ces planètes se seraient donc formées postérieurement à la supernova, à partir d'un disque de matière provenant d'une étoile accompagnant le pulsar. 4.3 Les premières exoplanètes telluriques En août 2004, trois exoplanètes telluriques, c'est-à-dire dotées d'une croûte solide comme la Terre, ont été découvertes successivement par des équipes européennes et américaines. La plus légère des trois a une masse de seulement 14 fois celle de la Terre (un peu moins massive qu'Uranus). Elle tourne en 9,5 jours autour de l'étoile mu Arae de la constellation de l'Autel. Elle a été découverte par une équipe européenne menée par l'astronome portugais Nuno Santos, à l'aide du spectrographe de nouvelle génération HARPS (High Accuracy Radial velocity Planet Searcher) installé au foyer du télescope de 3,6 m de diamètre de l'ESO (European Southern Observatory) sur le site de La Silla (Chili). La méthode de détection utilisée pour cette découverte est celle dite des vitesses radiales, qui permet de déterminer la masse et la période orbitale de la planète. Les deux autres exoplanètes telluriques ont été découvertes par des équipes américaines. La plus légère des deux, découverte par une équipe de l'université du Texas menée par l'astronome Barbara McArthur, a une masse d'environ 18 fois celle de la Terre. Elle gravite en orbite serrée autour de l'étoile 55 du Cancer en 2,8 jours. Autour de cette étoile tournent également trois autres exoplanètes déjà répertoriées. L'ensemble forme ainsi le premier exosystème à quatre planètes. La troisième exoplanète légère doit sa découverte à un groupe de l'université de Californie, dirigé par Geoffrey Marcy, astrophysicien célèbre pour son remarquable tableau de chasse d'exoplanètes. D'une masse d'environ 20 fois celle de la Terre, cette exoplanète tourne en 2,5 jours autour de l'étoile Gliese 436, située dans la constellation du Lion. La découverte de ces trois exoplanètes marque une étape majeure dans la recherche de systèmes planétaires susceptibles d'abriter la vie. En juin 2005, les efforts de l'équipe américaine menée par Geoffrey Marcy et Paul Butler sont récompensés : une exoplanète (baptisée Gliese 876 d) d'une masse estimée entre 5,9 et 7,5 fois celle de la Terre tourne autour de l'étoile Gliese 876 (naine rouge), située à environ 15 années-lumière de la Terre, dans la constellation du Verseau. Cette découverte, réalisée à l'aide des télescopes Keck de l'observatoire de Mauna Kea (Hawaii), montre que les chasseurs d'exoplanètes sont sur la bonne piste pour trouver une planète similaire à la Terre. Toutefois, Gliese 876 d est loin de ressembler à notre planète : sa température de surface est comprise entre 200 et 400 °C -- trop chaude pour abriter une quelconque forme de vie. À l'instar de Gliese 876 d, l'exoplanète OGLE-05-390Lb, découverte en janvier 2006 par une équipe internationale regroupant 73 astrophysiciens de 12 pays, est une planète de masse évaluée à 5,5 fois celle de la Terre, où toute forme de vie est exclue. Mais la comparaison s'arrête là car OGLE-05-390Lb, troisième exoplanète détectée par la méthode des microlentilles gravitationnelles, affiche une température de surface de l'ordre de -220 °C. Située à environ 22 000 années-lumière, dans le bord du bulbe galactique central, elle gravite autour d'une naine rouge (plus petite et plus faible étoile de l'Univers) à une distance de 2,6 UA, ce qui explique ses caractéristiques physiques. 5 PERSPECTIVES Au début des années 2000, seule la méthode des vitesses radiales permet de détecter des planètes extrasolaires. Ces mesures atteignent des précisions de 3-4 km/h, ce qui rend possible la détection de planètes possédant des masses de seulement quelques fois celle de la Terre. Parallèlement, les autres méthodes de détection progressent considérablement. Des interféromètres (combinant la lumière de plusieurs télescopes) et des systèmes d'optique adaptative sont construits dans l'espoir de détecter directement les exoplanètes. Par ailleurs, la détection d'exoplanètes à l'aide de satellites a débuté le 27 décembre 2006 avec la mise en orbite du télescope spatial français COROT (Convection, rotation et transits planétaires). La mission de ce satellite est double : d'une part, détecter des planètes extrasolaires telluriques par l'observation des micro-éclipses périodiques que ces planètes provoquent en passant devant leur étoile mère ; d'autre part, étudier l'intérieur des étoiles par sismologie stellaire. Enfin, le projet Darwin de l'Agence spatiale européenne (ESA), constitué de plusieurs télescopes naviguant vers Jupiter, devrait être capable d'ici 2025 de détecter des exoplanètes semblables à la Terre et de faire une analyse chimique succincte de leurs atmosphères. Cette mission pourrait ainsi permettre de découvrir des formes de vie basées sur la photosynthèse. Un projet similaire, élaboré par la National Aeronautics and Space Administration (NASA) et baptisé Terrestrial Planet Finder (TPF), est également en cours de conception. Microsoft ® Encarta ® 2009. © 1993-2008 Microsoft Corporation. Tous droits réservés.