Détection de planètes extrasolaires

Détection de planètes extrasolaires 

Définition et histoire 

Une planète extrasolaire ou exoplanète est une planète au sens de l’UAI  (Union Astronomique Internationale) orbitant autour d’une autre étoile que le Soleil. La chasse aux planètes extrasolaires a débutée au siècle dernier avec les découvertes de naines brunes dont les masses diminuaient au fur et à mesure des annonces. Cependant elles étaient encore trop massives pour être considérées comme des planètes.

La première annonce confirmée d’une planète extrasolaire fut faite en 1992 avec la découverte de deux planètes extrasolaires autour du pulsar PSR 1257 +12 par Wolszczan & Frail (1992) situé à 980 a.l.  de la Terre dans la constellation de la Vierge. L’existence de tels astres est très surprenante et pour l’expliquer, on peut avancer deux hypothèses : soit elles sont les restes de planètes géantes gazeuses dont l’enveloppe a été soufflée lors de l’explosion de la supernova, soit elles se sont formées après l’explosion de la supernova à partir du matériel présent dans la nébuleuse. On note que ces planètes sont en orbite autour d’un pulsar, dont l’environnement magnétique empêche la vie d’exister. C’est un fait, mais en raison de leur singularité, la communauté scientifique n’a pas considéré ces astres comme de véritables planètes extrasolaires.

La première véritable planète extrasolaire fut annoncée le 6 octobre 1995 par Michel Mayor et Didier Queloz. Elle orbite autour de l’étoile 51 Pegasi, située dans la constellation de Pégase, à 47, 9 a.l. de la Terre. Il s’agit d’une planète géante gazeuse, d’une masse égale à 0, 48 MJ , à 0, 052 UA  de son étoile. La présence d’une planète semblable à Jupiter aussi près de son étoile fut un résultat très surprenant car à cette époque il était admis qu’en raison du scénario le plus crédible de formation, les planètes telluriques sont proches de leur étoile, et les planètes gazeuses loin comme le système solaire semblait bien l’illustrer. Les astronomes ont alors expliqué la présence de ce nouveau type de planète appelé «Jupiter chaud», par la migration planétaire  . Cette planète est d’autant plus intéressante que l’étoile 51 Pegasi est une étoile spectralement semblable au Soleil, donc la présence d’une planète autour de cette étoile indique qu’une planète semblable à la Terre peut exister.

Au 20 juillet 2012 on compte 777 planètes extrasolaires, dont encore relativement peu de planètes telluriques, 5 d’entre elles seraient dans la zone habitable de leur étoile. Toutefois, principalement grâce au télescope spatial américain Kepler, le nombre de candidat de planètes telluriques ainsi que le nombre de planètes dans la zone habitable devrait rapidement augmenter dans les mois ou les années à venir.

Détection de la vie extraterrestre

L’un des buts de la recherche de planètes extrasolaires est la découverte d’une planète dite habitable. L’habitabilité d’une planète est difficile à définir de façon formelle car on ne connaît qu’une seule planète qui abrite la vie : la Terre. La possible existence d’une forme de vie extraterrestre a donné naissance à une nouvelle branche de l’astronomie, l’exobiologie, qui est la science qui étudie les conditions d’apparition et d’évolution de la vie sur une autre planète que la Terre (ou sur un satellite). Cette science donne deux conditions nécessaires mais pas suffisantes pour inférer la présence de la vie sur une planète, la présence de la planète dans la zone habitable de son étoile, et la présence dans son atmosphère de gaz appelés «bio-traceurs» qui sont des indicateurs de la présence d’une forme de vie.

La zone habitable

La zone habitable (Habitable Zone en anglais) d’une étoile est la zone où une planète située à l’intérieur aurait une température de surface telle que l’eau à l’état liquide peut y exister (Kasting et al., 1993; Ollivier, 2007; Kane & Gelino, 2012a,b). Cette zone doit en outre être stable spatialement et temporellement, donc d’un point de vue stratégie d’observation on exclura les étoiles massives car leur faible durée de vie (quelques centaines de millions d’années), n’est a priori pas favorable pour laisser à la vie le temps d’apparaître (sur Terre : 10⁹ années). La position de cette zone dépend de la température de l’étoile, donc de sa masse (figure 2.2). Elle dépend aussi de l’atmosphère de la planète et de sa capacité à retenir le rayonnement venant de son étoile : l’effet de serre.

Bio-traceurs

Il est aujourd’hui admis que la présence dans une atmosphère de vapeur d’eau (H2O), de dioxyde de carbone (CO2) et d’ozone (O3) est un indicateur sérieux de la présence de la vie sur cette planète (Leger et al., 1996). Cette condition bien qu’établie indépendamment, voit sa légitimité renforcée car parmi les planètes du système solaire, la Terre est la seule à avoir ces gaz dans son atmosphère .

Les spectres indiquent que ces gaz présentent des raies d’absorption sur une bande spectrale de 6 à 18 µm. Pour rechercher la présence de la vie sur une planète extrasolaire, il faut donc être capable de mesurer le spectre de la planète sur cette bande spectrale. Cette mesure présente un autre avantage : à ces longueurs d’onde (autour de 10 µm), le signal de la planète est dominé par l’émission de corps noir, il sera donc possible de déterminer la température de la planète, de plus, le contraste planète/étoile est bien plus favorable que dans le visible. Le but final est donc de mesurer le spectre d’une planète extrasolaire afin d’en connaître sa température de surface et sa composition atmosphérique.

Contraintes physiques imposées à la détection

Malgré le grand nombre de planètes extrasolaires découvertes à ce jour, leur détection reste difficile et représente un grand défi technique, surtout pour des planètes semblables à la Terre, principalement à cause de la faible séparation angulaire et du fort contraste avec leur étoile.

Séparation angulaire

Les étoiles étant très loin du Soleil, la plus proche Proxima du centaure est à 4,2 a.l., la séparation angulaire entre une étoile et ses éventuelles planètes est petite. Typiquement pour une étoile située à 10 pc  , une planète située à 1 U.A. se trouve à une distance angulaire de 0, 1 arcsec  de son étoile. Afin de résoudre la planète il faut pouvoir disposer d’un télescope performant.

Avec λ la longueur d’onde, et D le diamètre du télescope. Prenons l’exemple du VLT qui est avec son miroir primaire de diamètre D = 8 m, l’un des meilleurs télescopes actuel. Sa résolution angulaire dépend de la longueur d’onde. Par exemple, pour λ = 500 nm pour le visible, λ = 2 µm pour l’infrarouge et pour λ = 10 µm pour la longueur d’onde correspondant au minimum de contraste entre une planète de type Terre et une étoile de type Soleil, la résolution angulaire est respectivement : ≈ 16 mas  , ≈ 63 mas et ≈ 315 mas. En conclusion, même un télescope comme le VLT aura du mal à résoudre une planète autour d’une étoile située à seulement 10 pc du Soleil.

De plus, dans une sphère de rayon 10 pc centrée sur le Soleil, il y a environ 200 étoiles , et environ 2200 pour un rayon de 100 pc. Cela signifie qu’il y a relativement peu d’étoiles dans le voisinage du Soleil, et par conséquent peu de planètes. Il faut sonder un volume plus important, donc observer des étoiles plus éloignées du Soleil, ce qui revient à diminuer la séparation angulaire entre la planète et son étoile, augmentant la difficulté pour les meilleurs télescopes de résoudre les éventuels systèmes étoile/planète (à une distance de 1 U.A. de son étoile) situés dans cette zone.

Introduction aux méthodes de détection

Il y a deux façons d’aborder le problème de la détection de planètes extrasolaires :
– indirecte, on cherche à mesurer les conséquences gravitationnelles ou photométriques de la présence d’une planète sur son étoile ;
– directe, on cherche à faire une image ou au moins, à récupérer directement les photons émis par la planète. Dans cette partie on donne un bref panorama (la figure 2.8, donne un panorama complet) des méthodes donnant le plus de résultats, en commençant avec les méthodes indirectes parce que ce sont les plus simples.

Méthodes de détection indirectes gravitationnelles

Vitesse radiale

La méthode de détection par la vitesse radiale est la méthode qui a donné lieu à plus de détections et qui a notamment permis la première détection d’une planète extrasolaire autour de l’étoile 51 Pegasi (Mayor & Queloz, 1995). La méthode repose sur le fait que d’après les lois de la mécanique, deux corps liés gravitationnellement tournent autour du centre de masse du système. Dans le cas d’un couple étoile/planète, l’étoile tourne autour d’un centre de masse qui est, compte tenu de la faible masse de la planète (ou des planètes), proche de son centre géométrique (pour le système soleilJupiter, il est juste sur le bord du soleil). Le mouvement de l’étoile se mesure en observant le déplacement par effet Doppler des raies d’absorption de l’étoile. La vitesse de déplacement est, de l’ordre de quelques cm.s−1 pour une planète comme la Terre, et de quelques dizaines de m.s−1 pour une planète comme Jupiter.

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Table des matières

1 Introduction
2 Détection de planètes extrasolaires
2.1 Définition et histoire
2.2 Détection de la vie extraterrestre
2.2.1 La zone habitable
2.2.2 Bio-traceurs
2.3 Contraintes physiques imposées à la détection
2.3.1 Séparation angulaire
2.3.2 Contraste étoile-planète
2.3.3 Disque exozodiacal
2.4 Introduction aux méthodes de détection
2.5 Méthodes de détection indirectes gravitationnelles
2.5.1 Vitesse radiale
2.5.2 Astrométrie
2.5.3 Chronométrage de pulsar
2.6 Méthodes de détection indirectes photométriques
2.6.1 Transit
2.6.2 Microlentille gravitationnelle
2.7 Méthodes de détection directes
2.7.1 Spectroscopie différentielle
2.7.2 Imagerie différentielle
2.8 Coronographie
2.8.1 Présentation de la technique
2.8.2 Coronographe d’amplitude
2.8.3 Apodisation
2.8.4 Coronographe de phase
3 Nulleur
3.1 Principe de l’nterféromètrie annulante
3.2 DARWIN
3.3 Déphaseurs achromatiques
3.3.1 Lames dispersives
3.3.2 Passage au foyer
3.3.3 Retournement de champ
3.3.4 Optique adaptative annulante
3.3.5 Damiers
4 Conception théorique des damiers
4.1 Interféromètre de Bracewell élémentaire
4.1.1 Champ électrique de l’étoile
4.1.2 Champ électrique du compagnon stellaire
4.1.3 Performance
4.2 Construction théorique des damiers
4.2.1 Détermination du déphasage des cellules
4.2.2 Première estimation des performances des damiers
4.2.3 Positionnement des cellules dans le plan
4.2.4 Représentation des damiers
4.3 Performances théoriques des damiers
4.3.1 Mode co-axial
4.3.2 Mode multi-axial
5 Conclusion

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