Mise à jour 15 Octobre  2014  et -a rajout lien vidéo

 

 

CONFÉRENCE MENSUELLE DE LA SAF
 «À LA DÉCOUVERTE DE MONDES NOUVEAUX : LES EXOPLANÈTES»

Par Roger FERLET
Astrophysicien à l’IAP.

À l’AgroParisTech 16 rue C Bernard Paris 5.

Le Mercredi 8 Octobre 2014 à 19H00  Amphi Tisserand

 

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 s'appelle :

SAF-FERLET-2014.ppt   , elle est dans le dossier CONF-MENSUELLES-SAF/ saison 2014-2015. .

Ceux qui n'ont pas les mots de passe doivent me contacter avant.

 

Cette conférence a été filmée en vidéo (grâce à UNICNAM et IDF TV) et est accessible sur Internet

On la trouve à cette adresse   https://www.youtube.com/playlist?list=PLM_NLeMfZ9TrjJ4-CXr9ZcBMEXSX68T_0
https://www.youtube.com/playlist?list=PLM_NLeMfZ9TrjJ4-CXr9ZcBMEXSX68T_0

 

 

C’est la première fois que nous utilisons notre nouvelle salle de conférence dans les bâtiments de l’Agro au 16 rue Claude Bernard dans le 5ème à Paris, en plein cœur du quartier latin. Pas de problèmes tout a été parfait, la sonorisation est excellente, à part le micro HF en panne et un pointeur que je n’avais pas amené. Tout sera en ordre pour la prochaine séance.

 

Un véritable amphi d’étudiants…..

 

 

Nos amis des conférences de la SAF connaissent bien Roger Ferlet, grand spécialiste des planètes extra solaires.

 

Il nous a déjà fait part de ses connaissances à ce sujet en diverses occasions, aussi je me baserai dans ce compte rendu de temps à autres sur certains points déjà décrits prédédement, en vous priant de vous référer à des conférences ultérieures que vous trouverez plus bas.

 

Notre conférencier commence par une approche historique de cette "pluralité des mondes" qui a taraudé la science depuis des siècles.

Cela a commencé avec la lettre d'Épicure à Hérodote en passant par le massacre de G Bruno qui osa proclamer que l'Univers était peuplé d'une multitude de mondes analogues au notre, crime de lèse église, hop au bûcher!

Bovier de Fontenelle pensait aussi qu'il existait d'autres mondes habités dans l'Univers.

Flammarion, Schiaparelli y croyaient aussi.

 

 

 

 

 

Depuis une dizaine d'années on observe des systèmes planétaires hors de notre système solaire.

 

Toutes ces étoiles renferment-elles des systèmes planétaires intéressants ?

 

 

MAIS COMMENT DONC SE FORMENT JUSTEMENT LES SYSTÈMES PLANÉTAIRES?

 

Il y a contraction petit à petit d'un nuage de gaz sous son propre poids (action de la gravité) et aplatissement dû à la rotation (tout tourne dans l'espace depuis l'origine) provenant de la force centrifuge.

C'est le disque proto-planétaire.

Pendant cette phase, la pression, la température et la densité augmentent, on atteint quelques millions de degrés, les réactions nucléaires se déclenchent au centre de la nébuleuse.

Une étoile est née!

 

La nébuleuse autour de l'étoile refroidit : plus on est loin, plus on est froid.

Cela donne naissance par accrétion (agglomération des particules qu'on appelle des planétésimaux comme les grumeaux d'une pâte à crêpes) aux planètes telluriques près du soleil (l'eau s'est évaporée, il reste des produits réfractaires principalement) et aux géantes gazeuses (poussières et glace) dans le fond du système solaire.

 

Un système solaire est né.

 

En fait une étoile correspond au passage de gros à petit : un gros volume de gaz devient une petite sphère ; et les planètes de petit à gros: des petits grains de matière s'agglutinent pour former une planète.

 

 

 

 

On s'aperçoit que d'après la théorie, les grosses planètes se forment loin de leur étoile,

Il y a essentiellement deux arguments pour une formation des planètes géantes loin de leurs étoiles:

 

1- l'accrétion de poussières pour former des planétoïdes ne peut s'enclencher qu'avec des grains solides (glaces); trop près (moins de 2 UA environ pour un Soleil), ces grains se subliment;

2- un planétoïde trop près de l'étoile parcourt un anneau petit qui ne contient pas assez de matière pour faire une grosse planète.

 

 

 

Suivant la taille (masse) de l’étoile, on forme différents types de planètes :

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

L’astronomie est une science d’observation, mais il faut aussi être capable de formaliser une théorie ou un modèle que l’on confrontera à ces observations, qui éventuellement nous fera modifier la théorie etc…

 

 

DÉTECTION DES EXOPLANÈTES.

 

Il y a principalement trois méthodes :

 

·         Détection directe : en faire une photo; à priori pas facile vue la distance

·         Méthodes basées sur le mouvement propre de l'étoile autour du centre de gravité commun:

- Mouvement propre détecté directement pas astrométrie

- Chronométrage

- Mesure des vitesses radiales ou effet Doppler ou spectroscopie

·         Méthodes basées sur la brillance de l'étoile et sa variation; photométrie :

- Transit ou passage.

- Micro Lentille gravitationnelle

 

 

DÉTECTION DIRECTE.

 

Mais deux difficultés limitent considérablement cette technique :

 

·         Une séparation angulaire très petite entre planète et étoile hôte. Par exemple la séparation angulaire entre le Soleil et la Terre, vue d’une distance de 100 années lumière est de 0,03 arc sec, bien au delà des performances actuelles de nos instruments. (la séparation Jupiter-Soleil serait de 0,15 arcsec). Même vue de 4 années lumière, la séparation Soleil Jupiter n’est que de 4 arcsec !

·         Un énorme contraste de luminosité entre planète et étoile, celle-ci étant généralement 10 milliards de fois plus brillante que la planète recherchée. Soit un écart de 25 ordres de grandeur en magnitude.

 

 

http://www.planetastronomy.com/special/2011-special/09fev11/ferlet6.jpg

Mais si on trace les courbes de luminosité de l’étoile et de la planète en fonction des longueurs d’onde, on remarque que cet écart (en bleu) de 25 ordres de grandeur en magnitude dans le visible est moindre dans l’Infra Rouge : 17, soit 10 millions au lieu de 10 milliards, dans l’Infra Rouge.

Il est donc judicieux d’essayer de détecter directement plutôt dans l’IR.

Et c'est bien dans l'IR que l'ESO a imagé la première planète extra solaire en Avril 2004 à partir du VLT.

L'étoile hôte est une naine brune (elle apparaît en … bleu sur la photo du lien précédent), mais quand même c'est une étoile et c'est la première photo d'une planète autour d'une étoile hors de notre système solaire.

L'étoile s'appelle 2M1207. Cette naine brune (étoile ratée) est située à 230 Années Lumière de chez nous (une voisine!) et la planète avait 5 fois la masse de Jupiter et était situé à 55 UA de son étoile.

 

 

 

 

 

Mais la plus émouvante découverte directe, fut celle de Hubble autour de l’étoile Fomalhaut.

 

Le VLT a aussi pu photographier l’étoile Béta Pictoris qui a mis en évidence un disque proto planétaire en formation.

 

 

 

 

DÉTECTION BASÉE SUR LE MOUVEMENT PROPRE DE L’ÉTOILE.

 

 

http://www.planetastronomy.com/special/2009-special/12fev09/vidal-9.gif

En fait quand on dit qu'une planète tourne autour de son étoile, c'est faux, la planète et l'étoile tournent autour de LEUR CENTRE DE MASSE COMMUN, il s'en suit un mouvement (plus ou moins important suivant les rapports de masse) de l'étoile devant le fond du ciel; c'est ce plus ou moins petit mouvement qu'on essaie de détecter.

 

Un exemple de la vie courante : le lanceur de marteau !

 

 

Trois méthodes de détection découlent de ce principe.

 

 

 

 

 

 

L’ASTROMÉTRIE.

 

Cela suppose des observations de nuit en nuit pour voir ce mouvement propre et détecter ainsi le mouvement périodique du centre de l'étoile. C'est donc ce que l'on appelle une méthode astrométrique.

 

Elle ne marche pas encore depuis la Terre, les mouvements à détecter sont trop faibles pour nos instruments, comme on s'en rend compte sur la courbe représentant le mouvement propre de notre Soleil dû à toutes les planètes et vu à 10 parsecs de distance.

C'est ridiculement faible, regardez bien l'échelle du graphique.

Un trait horizontal ou vertical représente 0,2 milli arcsec!!!

Aucun instrument n'existe pour le moment capable de détecter à partir d'une étoile même proche une telle variation, donc exit pour le moment.

Une autre vue de ce mouvement du barycentre solaire.

 

 

LE CHRONOMÉTRAGE.

 

 

C'est la plus ancienne méthode, et elle ne s'applique qu'aux étoiles bien particulières que sont les pulsars.

 

Les flashes des pulsars sont tellement précis (plus précis qu'une horloge atomique) que les faibles variations induites par la présence d'une planète peuvent être détectées.

 

 

C'est ainsi que la première exoplanète (en fait elles seraient trois) a été découverte autour du pulsar PSR B1257+12 en 1992.

 

 

 

 

 

 

 

LES VITESSES RADIALES (VÉLOCIMÉTRIE).

 

C’est une méthode basée sur l’effet Doppler ; si une étoile possède une planète, le léger mouvement propre dû à celle ci se caractérise par le fait que pendant une partie de son orbite elle s'approche de l'observateur et pendant une autre partie elle s'en éloigne.

 

Cette variation est généralement très faible, dans le cas de Jupiter et de notre Soleil, la variation de vitesse radiale du soleil serait de ….10m/sec!!

Comme le son de la sirène de l’ambulance qui s’éloigne devient plus grave (effet Doppler), la lumière devient elle-aussi plus grave, si l’on veut, en fait, elle devient moins énergétique, elle se déplace vers le rouge.

 

Les étoiles étant analysées par spectroscopie (étude des différentes raies émises ou absorbées par les étoiles), ces raies sont déviées soit vers le bleu (quand l’étoile se rapproche) et vers le rouge (quand elle s’éloigne).

 

 

http://www.planetastronomy.com/special/2011-special/09fev11/ferlet10.gif

Lors du déplacement de la planète autour de son étoile, le léger mouvement autour du centre de masse induit un rapprochement/éloignement de l’étoile par rapport à l’observateur.

 

Ses raies sont donc en fonction de sa position, décalées soit vers le bleu soit vers le rouge comme on le voit sur cette illustration.

 

 

 

 

 

 

C'est grâce à cette méthode que la première planète extra solaire a été trouvée par M Mayor et D Queloz de l'Observatoire de Genève avec le spectrographe ELODIE de l'Observatoire de Haute Provence (OHP).

C'est la planète baptisée 51 Peg b, tournant autour de l'étoile 51 Peg dans le carré de Pégase et située à 42 années lumière de nous, donc très très proche.

Ils ont mesuré les variations de vitesse au cours du temps et ont eu la surprise de noter que la période était très rapide : 4,23 jours!!! Ils ont mesuré aussi la distance à l'étoile : surprise aussi elle est très près : 0,05UA et de masse 0,5 celle de Jupiter et température évaluée à 1300°K.

C'est le premier élément de ce que l'on va appeler des "Jupiter chauds" (Hot Jupiter).

 

 

 

 

La découverte d'une telle planète massive si près de son étoile remet en question ce qui a été dit plus haut concernant la formation des grosses planètes.

La théorie doit donc s'adapter, on pense que ce genre de grosses planètes s'est formé plus loin de son étoile et qu'il y aurait eu au cours du temps migration vers l'intérieur du système stellaire par interaction gravitationnelle avec d'autres planètes.

C’est la migration des planètes qui est bien expliquée par les astronomes notamment de l’école de Nice (Morbidelli et al..) et présentée par B Lelard lors d’une de ses dernières conférences.

 

Un détail anecdotique révélé par Roger Ferlet sur pourquoi ce ne sont pas les américains qui ont trouvé la première planète.

Et bien justement parce qu'ils cherchaient des planètes du genre Jupiter très loin de leur étoile donc avec des périodes beaucoup plus grandes. Ils sont passés au travers des périodes courtes, alors que M Mayor spécialiste des étoiles doubles (période rapide généralement) n'a pas négligé ce domaine de fréquence.

 

 

L’effet Rossiter-McLaughlin (ou transit spectroscopique)

 

 

 

Si une planète passe devant son étoile, elle peut suivant les cas bloquer plus ou moins les photons décalés vers le rouge ou vers le bleu suivant son orbite autour de l’étoile.

 

On peut avoir différents cas de figures comme on le voit à gauche sur le dessin.

 

En fait si on mesure le spectre lumineux reçu avec la mesure du transit, le décalage plus vers le rouge ou plus vers le bleu donne une indication de la géométrie de l’orbite de la planète.

 

Cela a été le cas pour HD 209458b.

 

 

 

 

 

 

 

DÉTECTION BASÉE SUR LA BRILLANCE DE L’ÉTOILE.

 

 

LA MÉTHODE DU TRANSIT.

 

 

 

 

 

C'est la méthode photométrique la plus en populaire actuellement, cela correspond au passage d'une planète devant le disque de son étoile ce qui provoque une (très) légère atténuation de sa luminosité que l'on détecte.

Ordre de grandeur : Jupiter provoquerait 1% d'atténuation et notre belle planète : 0,01%!!!.

 

Une telle méthode suppose bien sûr de bonnes conditions d’observation : vue par la « tranche

 

Une animation gif du phénomène.

 

 

 

 

Inconvénients majeurs :

 

1) les orbites doivent être bien orientées par rapport à la terre, ce qui limite le nombre de découvertes

2) la durée du transit est généralement très faible par rapport à la période de la planète, il faut être là au bon moment

 

Avantage majeur sur la spectroscopie : on peut analyser tout un coin du ciel en même temps, soit des millions d’étoiles

 

C'est une méthode qui marche très bien et qui est adaptée même à des télescopes de petites dimensions.

Cette méthode a donné ses premiers résultats en 1999 avec la découverte de HD-209458b par les célèbres Marcy et Butler de Berkeley, qui a été immédiatement baptisée Osiris.

 

Une planète de 60% la masse de Jupiter orbite HD 209458 (150al dans Pégase) tous les 3 jours et demi et provoque une variation d’intensité lumineuse de 1,7% ….c’est Jupiter encore!

Elle est donc très proche de son étoile encore une fois.

 

 

On détecte aussi des transits secondaires (quand la planète passe derrière l'étoile).

La planète (surtout si elle est près de son étoile) émet aussi dans l'infra rouge et son passage derrière son étoile provoque une diminution du rayonnement IR détecté.

 

Voir le principe sur ce site.

 

Mais le grand intérêt des transits est aussi de pouvoir accéder à la composition des atmosphères planétaires.

En effet lors du transit on peut par spectroscopie étudier l'atmosphère de la planète.

 

Ce fut le cas pour Osiris où l'on détecta Na, C, O et H qui s'échappe.

La planète perd son Hydrogène  comme il a été démontré  lors des mesures.

Ces pertes sont de l'ordre de 1010 g/s.

 

 

Les missions spatiales basées sur le transit planétaire.

 

Il y en a essentiellement deux : Corot du CNES et Kepler de la NASA.

 

 

Corot lancé en 2006 est depuis 2012 hors circuit.

 

À ce jour Corot a révélé plus de 31 planètes confirmées dont 3 naines brunes.

CoRoT a découvert la 1ere planète très probablement de type « Terre »: CoRoT-7b, confirmée en 2009.

CoRoT a mis en évidence une grande diversité d’exoplanètes avec des diamètres qui varient dans un rapport 10 et des densités dans un rapport 200.

 

 

Mais la plus grande moisson provient de Kepler.

 

Lui aussi est hors service pour la détection d’exoplanètes, mais il a détecté quelques milliers de candidats exoplanètes.

 

 

 

LA MÉTHODE BASÉE SUR LES MICRO LENTILLES GRAVITATIONNELLES.

 

 

Cette méthode (Microlensing en anglais) est basée sur la variation de lumière d'une étoile source (ou d'une galaxie, d'un amas de galaxies) devant laquelle passe une masse importante, une autre étoile suivant ce qu'avait prédit le génial Albert il y a près de 100 ans.

 

 

En effet suivant la position de la source et de l'étoile lentille on voit des formes différentes comme expliqué sur le dessin ci contre.

 

Lorsque l'alignement est parfait on voit le célèbre anneau d'Einstein; dans les autres cas il y a d'autres figures qui se produisent.

Lorsque l'étoile lentille (disque blanc) possède une (ou des) planète (disque bleu), son léger mouvement dû à la présence de cette planète, modifie l'anneau d'Einstein quand la planète passe entre l'étoile et la galaxie lentille, il peut y avoir dédoublement d'image.

 

C'est une méthode qui marche, plutôt bien pour les étoiles lointaines; comme on peut le voir sur cette animation gif correspondant à une des premières découvertes faite par cette méthode avec le projet OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) en 2003 :
OGLE 2003-BLG-235/MOA 2003-BLG-53

Première planète extra solaire découverte sans aucun photon du système comme le fait remarquer R Ferlet.

 

 

 

 

Cette méthode a aussi permis la découverte d’une planète tellurique : OGLE-2005-BLG-390 et découverte annoncée à l’IAP.

 

Elle aurait 5,5 masses terrestres, située à 2,6UA de son étoile et une période 10,4 ans, située à 20.000 al.

 

 

EN CONCLUSION.

 

À ce jour, on a découvert :

 

·         1822 exoplanètes dont :

o   574 par la méthode des vitesses radiales

o   1147 par transits

o   32 par microlentilles

o   51 par imagerie directe

o   15 par chronométrage

·         Ce qui fait :

o   1137 systèmes planétaires et

o   467 systèmes multiples

 

Jean Schneider met à jour régulièrement sur son site les nouvelles découvertes.

On en déduit la répartition de ces planètes en fonction de leur masse et de leur distance à l’étoile. On s’approche des « Terres » !

 

 

 

COMPLÉMENTS SUR LES TRANSITS : L’ATMOSPHÈRE PLANÉTAIRE.

 

 

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.

 

Cela a été fait avec Osiris à la longueur d'onde de l'Hydrogène (Lyman alpha) avec le télescope spatial Hubble;

On détecte une absorption par la planète seule de 1,6%.

Voici l'observation en vert avant le transit et en rouge pendant le transit.

 

On détecte donc de l'Hydrogène dans l'atmosphère de cette planète extra solaire, c'est la première fois. On a aussi détecté C et O2 dans l'atmosphère. Mais on s'aperçoit bientôt que l'atmosphère d'Hydrogène s'évapore!!

 

 

 

 

 

 

LE FUTUR DE LA RECHERCHE.

 

On compte beaucoup sur les nouveaux projets suivants :

 

·         HARPS Nord sur le télescope de La Palma.

·         L’optimsation du spectro SOPHIE à l’OHP

·         Le super HARPS sur le VLT

·         SPIROU au CFHT de Hawaï

·         Le CODEX sur l’EELT

·         L’ASTEP en Antarctique

·         Le satellite GAIA

·         Le futur satellite CHEOPS

 

 

 

Le Graal de toutes ces recherches, c’est de trouver des …..bio signatures, signes de présence d’une possible vie.

 

 

 

Ces signatures sont claires : ce sont la détection dans l’atmosphère de ces très recherchées planètes :

 

·         L’eau (H2O)

·         L’ozone (O3)

·         Le gaz carbonique (CO2)

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

La chasse continue……

 

 

 

POUR ALLER PLUS LOIN :

 

Dossier exoplanètes sur planetastronomy.com

 

Un site américain avec tout sur les exoplanètes : Exoplanets.org

 

Superbes animations sur les différentes méthodes sur" how stuff works?" (anglais facile à comprendre)

 

La planète HD 209458b par l'IAP

 

Wrong way planets sur les différentes possibilités de transits de Sky and Telescope

 

Les micro lentilles expliquées par la NASA.

 

Les comptes rendus de conférences :

 

À la recherche des autres Terres : CR de la conférence IAP de F Bouchy du 8 Janv 2008

 

Alfred Vidal-Madjar : CR de la conférence "Il pleut des planètes" pour l'AMA09 le 12 Fev 2009

 

Michel Mayor : Sur les exoplanètes UNESCO 15 Janv. 2009

 

Corot et exoplanètes par Claude Catala : CR conférence SAF 13 Nov 2008

 

La révolution des exoplanètes : CR de la conf. IAP de G Hébrard du 4 Octobre 2011

 

À la recherche de planètes habitables : CR de la conf. de F Forget à l’IAP le 2 Oct 2012

 

À la recherche de nouveaux mondes : CR de la conférence SAF de R Ferlet du 9 Fev 2011

 

 

Des livres :

 

Il pleut des planètes  d’A Vidal Majar chez Hachette.

 

Les planètes extra solaires par Th Encrenaz chez Belin

 

 

 

 

Bon ciel à tous

 

 

Jean Pierre Martin   Président de la commission de cosmologie de la SAF

www.planetastronomy.com

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