Soutenance mémoire
jusqu’en 1995 (ou 1992) : Le système solaire
Les anciens
“Ce n’est pas seulement le nombre des atomes, c’est celui des mondes qui est infini dans l’univers. Il y a un nombre infini de mondes semblables au nôtre et un nombre infini de mondes différents […] On doit admettre que dans tous les mondes, sans exception, il y a des animaux, des plantes, et tous les êtres que nous observons […]” Epicure, Lettre à Hérodote (Diogène de Laërce X 35-83) .
Les lois de la nature s’appliquent à Paris aujourd’hui aussi bien qu’à Athènes à l’époque d’Epicure. Cette observation empirique est assez facile à faire. Si on admet l’universalité de la physique, alors des questions viennent naturellement : Existe-t-il d’autres mondes, existe-t-il d’autres formes de vie ? Nous avons une réponse partielle aujourd’hui à ces questions. Plus exactement nous avons répondu à la première question : Existe-t-il d’autres mondes ? Les penseurs de l’antiquité, bien qu’ayant un avis sur la question n’avaient aucune preuves de leurs théories. Ils auraient pu découvrir les planètes de notre système solaire, plus faciles à observer et ainsi donner un début de réponse à ces questions. Ils les avaient sous les yeux mais, manquant d’une mécanique céleste appropriée pour décrypter leurs mouvements complexes dans le ciel, il les ont appelé “astres errants” ne saisissant pas leur nature.
Il a fallu attendre la révolution copernicienne et les premières observations de Jupiter par Galilée pour que l’on puisse dire qu’il existe d’autres planètes que la Terre, bien que déjà très différentes. Les esprits s’enflamment de nouveau facilement. Ainsi Voltaire nous proposa la fable Micromegas dans laquelle un habitant de Sirius rencontre un habitant de Saturne.
A l’aube du vingtième siècle, grâce à la mécanique Newtonienne, et aux instruments d’observation astronomique modernes, notre univers est devenu plus vaste. L’existence d’autres mondes est devenu un fait. Autour de notre soleil il tourne neuf∗ planètes dont la Terre. Il est toujours d’actualité de croire ces autres mondes habités. Des observations appuient même ces idées : Les observations de la planète Mars lors de diverses oppositions (phases de rapprochement maximales entre la Terre et Mars) révèlent des structures à la surface de Mars. Certains comme Giovanni Schiaparelli interprètent ces structures comme des canaux d’irrigation. Cette idée a été popularisée en France par Camille Flammarion dans son livre “La planète Mars et ses conditions d’habitabilité”. Ces observations ont alimenté l’imaginaire populaire et en particulier le mouvement naissant de la science fiction. La célèbre “Guerre des mondes” de George Orwells est directement inspirée des théories de l’époque : Mars serait un monde mourant de la sécheresse, (cela explique la présence d’un système d’irrigation d’une telle ampleur). Pour cette raison les martiens seraient venus conquérir notre planète …
Applications de la physique moderne avant la conquête spatiale
Pendant la première moitié du vingtième siècle, un certain nombre de caractéristiques physiques des planètes principales ont pu être déterminées. C’est l’apport de nouvelles sciences et techniques à l’astronomie qui a permis d’en apprendre plus sur la nature des matériaux composant ces planètes, sur les conditions de température à la surface ou sur la présence d’une atmosphère.
Composition
Pour avoir une idée de la composition d’une planète le premier paramètre à déterminer est la densité de la planète. Pour ce faire il faut mesurer le diamètre de la planète et sa masse. Pour mesurer le diamètre d’une planète, il suffit de mesurer son diamètre apparent, ce qui se fait par observation télescopique, et de connaître la distance de la planète à l’observateur au moment de la mesure. Cette méthode est cependant peu précise, d’autres méthodes sont possibles, des mesures radar, des mesures par photométrie et des mesures par occultation stellaire Encrenaz et Bibring (1987).
Atmosphèr
Il est naturel pour un terrien dont la survie dépend de la présence de son atmosphère de se demander si les autres planètes possèdent une atmosphère. Il semble assez facile de répondre à cette question pour les planètes géantes du système solaire. En effet leur faible densité ne s’explique que par leur nature gazeuse. Une planète gazeuse est donc bien pourvue d’une atmosphère. On peut même observer sur Jupiter des effets atmosphériques similaires à ceux sur Terre comme des cyclones, ou des vents zonaux similaires à nos “quarantième rugissants” (vents circum-planétaires dus à l’absence de continents).
Pour les planètes telluriques, ce sont plutôt des observations visuelles ou photographiques qui ont répondu à cette question. On peut raisonner par analogie avec la Terre : le ciel de la terre est changeant. Il y a des nuages de vapeur d’eau qui se forment et qui se déplacent à cause des vents. Si l’aspect d’une planète est variable dans le temps à des échelles de temps similaires à celle de la Terre alors on peut en déduire la présence d’une atmosphère. Les observations visuelles de Mars ont conduit assez vite à cette conclusion, en particulier grâce à l’existence de tempêtes de sable globales, qui sont assez remarquables. Dans les années 30 les observations de la lumière réfléchie/diffusée par Vénus montrent aussi une grande variabilité, dans l’ultraviolet, on en déduit aussi la présence d’une atmosphère. Pour Titan une première indication de la présence d’une atmosphère a été vue en 1908 par Comas Sola : il a observé un assombrissement centre-bord.
Pour déterminer la composition des atmosphères le moyen le plus performant est la spectroscopie∗ . Elle permet en effet d’analyser à distance la composition chimique d’un corps qui émet ou réfléchit la lumière. Cette technique, fondée par Kirchoff et Bunsen, a permis la découverte de l’hélium en 1869, par l’identification d’une raie inconnue dans le spectre de la lumière solaire. Cette technique appliquée d’abord aux étoiles, a été aussi appliquée aux planètes. Ainsi Wildt en 1935 a identifié l’ammoniac et le méthane dans l’atmosphère des planètes géantes. La présence de gaz carbonique dans les atmosphères de Vénus et Mars a aussi été identifiée dans les années 30. La présence de méthane dans l’atmosphère de Titan (Satellite de Saturne) a été détectée par Kuiper en 1945 par spectroscopie infrarouge.
Température
Déterminer les conditions de température des différentes planètes est un problème complexe. On peut calculer la température d’équilibre thermodynamique des planètes à partir de leur distance au soleil. Cependant cette température d’équilibre thermodynamique n’est pas forcément la température au sol de la planète. Sur terre la présence d’une atmosphère et sa composition ont une influence majeure sur la température au sol de la terre grâce à l’effet de serre.
On peut ainsi déterminer la température de la dernière couche absorbante de la planète dans l’infrarouge thermique. Encore une fois cette température ne renseigne pas forcément sur la température au sol de la planète. Par exemple, l’atmosphère de Vénus, elle, est opaque dans l’infrarouge, mais elle est plus froide que sa la surface. Les prédictions de température et de pression au niveau de la surface faites avant les sondes spatiales se sont avérées complètement fausses (d’un facteur 2 sur la température et 100 sur la pression).
Champ magnétique
Le champ magnétique qui entoure la Terre joue un rôle important si l’on cherche à comprendre notre propre atmosphère. En particulier il nous protège des particules chargées du vent solaire.
Il a aussi la propriété de nous protéger contre les flux de particules chargées provenant du soleil. Mesurer le champ magnétique des planètes à distance, n’est pas toujours possible. Il faut souvent trouver une méthode de mesure indirecte. Par exemple dans les années 50 aux débuts de la radio astronomie, on a observé différents types d’émissions qui on pu être interprétés comme des conséquences de l’existence d’un champ magnétique (en particulier des aurores boréales sur Jupiter). Pour mesurer le champ magnétique du Soleil on peut utiliser l’effet Zeeman, qui peut être mesuré par spectroscopie. Pour les autres planètes du système solaire il a fallu attendre les sondes spatiales pour avoir des mesures in situ du champ magnétique.
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Table des matières
Introduction
1 La recherche de planètes extra-solaires
1.1 jusqu’en 1995 (ou 1992) : Le système solaire
1.1.1 Les anciens
1.1.2 Applications de la physique moderne avant la conquête spatiale
1.1.3 L’exploration spatiale du système solaire
1.1.4 La foi d’un observateur
1.2 Les premières observations
1.2.1 Des frémissements
1.2.2 Planète autour de pulsar
1.2.3 51 Peg
1.2.4 HD209458 et autres transits
1.3 Quelles techniques d’observation ?
1.3.1 Conditions d’observations
1.3.2 Observations indirectes
1.3.3 Observations directes ?
1.4 Et la vie dans tout ça ?
1.4.1 L’équation de Drake
1.4.2 Zone Habitable
1.4.3 Que chercher ?
2 L’interférométrie annulante : la mission DARWIN/TPF
2.1 Le choix de l’infrarouge thermique
2.2 Quels objets observer ?
2.3 Le principe de l’interférométrie annulante
2.4 Les difficultés observationnelles
2.4.1 Contraintes géométriques
2.4.2 Contraintes sur le contraste
2.4.3 Contraintes sur la stabilité temporelle
2.4.4 Bilan : un cahier des charges
2.5 Conclusion
3 Limitations optiques de l’interférométrie annulante
3.1 Introduction
3.2 Contraintes optiques de base
3.2.1 Défauts de phase (différence de marche et front d’onde)
3.2.2 Front d’onde
3.2.3 Défauts d’intensité
3.2.4 Défauts de polarisation
3.3 Effets géométriques
3.3.1 Chromatisme de la phase
3.3.2 Dispersion angulaire
3.3.3 Recombinaison multi-axiale
3.4 Effets de la polarisation
3.4.1 Conventions
3.4.2 Modèle de Jones
3.4.3 Déphasage différentiel
3.4.4 Rotation de polarisation
3.4.5 Modélisation numérique de systèmes complets
3.4.6 Effets du tilt
3.4.7 Limites de la modélisation
3.5 Cohérence spatiale
3.6 Diffraction
3.7 Diffusion
3.8 Faisceaux parasites
3.9 Conclusion
4 Un interféromètre annulant dans l’infrarouge thermique
Conclusion
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