Les exoplanètes

Une exoplanète est une planète qui est en orbite autour d’une étoile autre que notre propre étoile (Soleil).
Depuis plusieurs siècles, l’hypothèse de l’existence de mondes extra-solaire a été évoquée par plusieurs scientifiques. Ainsi Giordano Bruno puis Isaac Newton ont avancé la possibilité d’existence de planètes qui orbitent autour des étoiles. Toutefois, ce n’est qu’en 1995 que deux astronomes suisses Michel Mayor et Didier Queloz aient détecté grâce au spectrographe Élodie installé à l’Observatoire de Haute-Provence la toute première exoplanète : 51 Pegasi b.

Vue d’artiste de 51 Pegasi b. © NASA

51 Pegasi b est une exoplanète géante gazeuse qui orbite autour d’une étoile de type G. Sa masse est de 0,46 Jupiters et il lui faut 4,2 jours pour compléter une orbite autour de son étoile distante de seulement 7,9 millions de kilomètre.

Il s’agit d’une Jupiter chaude qui se situe à environ 50 années-lumière de la Terre dans la direction de la constellation de Pégase. Elle possède une masse de 150 fois celle de la Terre et sa température en surface atteint environ 1000°C. Mais 51 Pegasi b est plus qu’une simple boule de gaz surchauffée. En fait, c’est l’une des planètes les plus importantes jamais découvertes, si importante qu’en 2019, les astronomes qui l’ont découvert ont reçu le prix Nobel de physique.

Le Pr Michel Mayor (prix Nobel) en compagnie du Directeur de l’observatoire de l’Oukaimeden

le Pr BenKhaldoune (à gauche) et Mr Khalla (à droite) en visite à notre observatoire HAO en mars 2022.

51 Pegasi b a été découverte le 6 octobre 1995, et 25 ans plus tard, le nombre d’exoplanètes découvertes a considérablement augmenté.

La Terre, qui était autrefois au centre de la carte du cosmos de l’humanité, est maintenant connue pour être une partie incroyablement minuscule d’un recensement planétaire astronomiquement vaste. Les astronomes n’ont pas repéré 55 Pegasi b directement. En effet, il n’est pas possible de visualiser une planète dans l’éclat de son étoile mère à une distance de 50 années-lumière que de voir un papillon de nuit près d’un réverbère à 1km de distance.

Alors ! Comment peut-on détecter ces exoplanètes ?

Il n’est pas si aisé de détecter une exoplanète. En effet, sa luminosité est bien plus faible que celle de son étoile hôte autour de laquelle elle gravite. Grâce aux progrès techniques, il est toutefois possible de repérer ces planètes à travers deux méthodes : directe et indirecte.

Même si ces méthodes de détection nécessitent des télescopes puissants, les astronomes amateurs peuvent s’initier à cette science à l’aide de télescope de 200mm de diamètre.

1. I – Méthode de détection directe :  

• 1) La méthode de l’imagerie directe :

L’imagerie directe d’exoplanètes a longtemps été hors de portée dans la mesure où l’exoplanète reste noyée dans le halo de l’étoile hôte, Mais les techniques d’observation se sont considérablement développées pour que cette détection soit enfin possible.

Cette technique peut être réalisée via l’utilisation du coronographe stellaire qui va éclipser l’étoile pour espérer distinguer en proche infra-rouge les planètes cachées dans l’éclat de l’étoile et le bruit ambiant.

De nombreux efforts sont actuellement déployés pour améliorer ces technologies d’optique adaptative, de coronographie stellaire et de traitement d’images afin d’obtenir des images astronomiques à contraste élevé capables de découvrir des exoplanètes.

Ce qui est intéressant, c’est qu’elle permet l’analyse des photons arrivant directement des exoplanètes et par conséquent permet de relever des informations importantes sur les conditions atmosphériques et de surface de ces planètes.

© : ESO/A.-M. Lagrange et al

Cette image composite représente l’environnement proche de l’étoile Beta Pictoris vu dans le proche infrarouge. Cet environnement très faible en luminosité se révèle après une soustraction très soigneuse du halo stellaire beaucoup plus brillant. La partie extérieure de l’image montre la lumière réfléchie sur le disque de poussière. La partie au milieu est la partie la plus interne du système, comme on le voit à 3,6 microns avec NACO sur le Very Large Télescope. La source nouvellement détectée est plus de 1000 fois plus faible que Beta Pictoris, alignée avec le disque, à une distance d’environ 8 Unités Astronomiques.

Les deux parties de l’image ont été obtenues sur des télescopes de l’ESO équipés d’optique adaptative.

Notons que la méthode de l’imagerie fonctionne mieux pour les planètes en orbite autour des étoiles les plus proches de notre Soleil, et que l’imagerie infrarouge étant particulièrement sensible aux jeunes planètes massives qui orbitent loin de leur étoile.

1. II- Méthodes de détections indirectes :

• 1) La méthode de la vitesse radiale :

La technique de loin la plus efficace pour détecter et étudier les planètes extrasolaires est la méthode de la vitesse radiale. elle repose sur le fait que dans un système donné, les planètes et leur étoile tournent autour d’un centre de gravité commun (barycentre) déterminé par leurs masses respectives.

Une étoile n’est pas immobile puisqu’elle décrit de légers mouvements orbitaux suite à l’attraction gravitationnelle des planètes qui orbitent autour d’elle. La méthode de la vitesse radiale mesure les mouvements infimes et périodiques des étoiles hôtes en réponse des forces gravitationnelles de leurs planètes. Ce décalage périodique peut déterminer la vitesse radiale du spectre lumineux de l’étoile hôte grâce à l’effet Doppler-Fizeau. L’étoile va donc s’approcher puis s’éloigner de l’observateur avec une composante de vitesse radiale qui varie périodiquement. La lumière de l’étoile va alors subir un effet Doppler-Fizeau se traduisant par un décalage spectral passant périodiquement du bleu au rouge et vice-versa.

Le principe de la détection d’une exoplanète par la mesure d’un décalage spectral par effet Doppler-Fiezeau. © ESO

Cette méthode de détection est plus efficace pour les vitesses radiales élevées, c’est-à-dire pour les planètes très massives se déplaçant très près de leurs étoiles. Cela explique pourquoi de nombreuses exoplanètes découvertes jusqu’à présent sont massives et ont des orbites si proches de leur étoile.

Les astronomes suisses Michel Mayor et Didier Queloz ont découvert la première planète en utilisant cette technique. Les mesures de vitesse radiale permettent d’une part de déterminer le spectre de l’étoile et son rayon, et d’autre part d’en déduire la distance de la planète de son étoile et sa masse.

Vidéo sur la méthode de détection des exoplanètes : la vitesse radiale. © CEA Recherche

• 2) La méthode du Transit :

C’est une technique qui mesure la luminosité d’une étoile cible à intervalle régulier pour détecter la baisse de son éclat causée par le passage d’exoplanète. Toutefois, il faut que la ligne de visée de l’observateur soit à peu près dans le plan orbital du système observé. Cette technique repose sur la photométrie (la mesure de l’intensité lumineuse ou de l’éclat d’un astre) en mesurant l’infime variation périodique de luminosité de l’étoile cible d’une image à l’autre. Cette variation périodique est synonyme du passage qu’on dénomme Transit de l’exoplanète devant son étoile.

Représentation du principe du transit planétaire avec la baisse de luminosité de l’étoile. 

© Institute for Astronomy-University of Hawaï 

Avec la largeur et la profondeur de la courbe de luminosité, nous pouvons avoir des informations sur l’exoplanète. En effet, si on connait le spectre de l’étoile, on peut calculer son rayon. De ce fait, la profondeur du flux (Pflux) dû au passage de l’exoplanète devant son étoile est égale au carré du rapport du rayon de l’exoplanète (Rp) à celui de son étoile (R*) hôte selon la formule suivante : Pflux = (Rp / R*) ²

Les données de vitesse radiale peuvent être combinées avec les mesures de transit quand on veut obtenir la masse de l’exoplanète et d’autres informations.

Vidéo sur la méthode de détection des exoplanètes : le Transit. © CEA Recherche

Suivant plusieurs formations en la matière que j’ai eu le privilège de recevoir de la part du Directeur de l’observatoire de l’Oukaimeden, le Pr Benkhaldoune et son équipe notamment Dr Youssef Moulane, Dr Khalid Barkkaoui et le Doctorant Mourad Ghachoui, j’ai pu effectuer mes premières caractérisations de transit d’exoplanètes depuis notre observatoire HAO à travers le setup HAO1 et HAO5. Actuellement, je publie mes résultats dans plusieurs sites spécialisés, notamment Exoclock.

Transit publié dans le site ExoClock

Et le site spécialisé ETD.

Transit publié dans le site ETD

Ce qui est intéressant dans ces publications, c’est qu’elles contribuent efficacement dans les calculs pour peaufiner le plus possible les transits des exoplanètes cibles.

• 3) La méthode des microlentilles gravitationnelles :

Cette méthode repose sur des mesures de la courbure gravitationnelle de la lumière (prédite par la théorie de la relativité générale d’Albert Einstein) à partir d’une source plus éloignée par une étoile intermédiaire et ses planètes.

Cet effet n’est possible que si les deux étoiles sont pratiquement alignées, ce qui fait que de tels cas sont très rares et dont la durée est extrêmement courte suite au mouvement relatif entre les étoiles et la Terre.

Ainsi, l’étoile la plus proche courbera la lumière de l’étoile lointaine. Si la lumière est plus courbée d’un côté de la lentille gravitationnelle, cela permettra de déduire que l’étoile faisant office de lentille possède une planète. 

Toutefois, cette méthode présente quelques inconvénients, car d’une part, les alignements des deux étoiles sont impossibles à reproduire, et d’autre part, les planètes découvertes se situent à plusieurs milliers d’années-lumière rendant impossible toute confirmation par d’autres méthodes.

Notons enfin que cette technique est plus sensible aux planètes massives en orbite à des centaines de millions de kilomètres de leur étoile.

Cette méthode a permis de détecter plus d’une centaine de planètes extrasolaires.

Signalons enfin qu’il existe d’autres méthodes de détection indirectes des exoplanètes à savoir la photométrie et l’interférométrie mais dont les performances ne sont pas à la hauteur des autres méthodes.

Selon le décompte le plus récent, il y a 4354 exoplanètes connues, dont 712 systèmes multi-planètes, pour un total de 3 218 systèmes solaires au-delà du nôtre et le nombre augmente continuellement. On pense maintenant que pratiquement chacune des centaines de milliards d’étoiles de l’univers abrite au moins un monde et beaucoup abritent des portées entières !

Maintenant que quelques milliers d’exoplanètes ont vu le jour, plusieurs classifications ont été adoptées par les spécialistes selon différents critères :

1. – Une classification structurelle qui range les exoplanètes en fonction de leur composition : planètes telluriques ou gazeuses ;
2. – Une classification selon la masse des exoplanètes : sous Terre, super-terre ou Super-Jupiter.
3. – Une classification en fonction de leur température : Jupiter chaud, Jupiter froid.
4. – Une classification liée à l’emplacement des exoplanètes par rapport à l’étoile hôte : planète Boucles d’or (se situant dans la zone habitable), objet libre de masse planétaire.
   
   

                Durant les derniers 25 ans, nous sommes passés de l’illusion de l’absence d’autres exoplanètes à la certitude et l’identification de milliers d’entre elles et la conviction d’en avoir des milliards de plus.

A l’échelle du temps cosmologique, ces 25 ans ne représentent qu’un scintillement dans lequel notre compréhension de notre place dans l’univers a été transformée à jamais. Tout cela n’empêche que notre Terre peut sembler encore plus spéciale qu’elle ne l’était en étant une des huit planètes connues de l’univers.