TPE : La vie humaine ailleurs ?

Les Méthodes d'observation et les motivations

          Les scientifiques actuels utilisent de nombreuses méthodes afin de détecter les exoplanètes, des méthodes qui, au fil du temps, se sont améliorer encore et jours grâce à de nombreuses évolutions. Comment ces chercheur parviennent-ils donc à déterminer la masse, la taille ou tout simplement la présence d'exoplanètes à des centaines d'années-lumière de la Terre ?

          Et bien ils y arrivent par le biais de moyens divers et variés. Pour répondre à la question posées précédemment, nous étudierons dans une fiche technique détaillée les méthodes de détection grâce aux vitesses radiales. Ensuite, nous étudierons les méthodes principales de recherches d'exoplanètes. Enfin, nous terminerons par l'analyse des méthodes de détection des exoplanètes.

A) FICHE TECHNIQUE : Qu'est-ce que la méthode de la vitesse radiale ?

La méthode de la vitesse radiale s’appuie sur les perturbations qu’une planète provoque sur le mouvement de son étoile.

51 Pegasi b avait été détectée par vélocimétrie, méthode qui consiste à mesurer les variations de vitesse radiale de l'étoile dues à la planète, et qui ne fournit qu'une masse minimale pour celle-ci. En effet, tout comme l’étoile exerce une force d’attraction gravitationnelle sur la planète, cette dernière produit une force égale et opposée sur l’étoile, bien évidemment, l’étoile est beaucoup plus massive que la planète et l’effet de cette force réciproque est donc extrêmement faible. Les variations de position de l’étoile sous l’effet de cette perturbation planétaire sont très faibles et trop difficiles à détecter à l’heure actuelle.

La méthode de la vitesse radiale cherche donc à mesurer de petits changements de vitesse plutôt que de position de l’étoile. Un moyen très efficace pour cela est d’utiliser l’effet Doppler*. En effet, les variations de vitesse de l’étoile le long de notre ligne de visée se traduisent, grâce à l’effet Doppler, par de légers déplacements en longueur d’onde du spectre apparent de l’étoile.

Il suffit donc en théorie d’identifier certaines raies de ce spectre et d’observer les faibles changements de leur longueur d’onde avec le temps pour en déduire la présence d’une perturbation gravitationnelle par d'autres corps.

Evidemment, ces fluctuations sont toujours très faibles et ne sont généralement détectables que lorsque la planète produit d’importantes perturbations gravitationnelles.

Ceci limite la méthode de la vitesse radiale aux planètes massives de type géante gazeuse, et uniquement si ces planètes sont plus proches de leur étoile que Mercure de notre Soleil. Lorsque ces conditions sont réunies, des observations spectroscopiques très précises peuvent révéler la planète et fournir approximativement sa masse et des informations sur son orbite.

Graphique de la vitesse radiale de l'étoile 51 Pegasi (1995)

Principe de la méthode

Effet Doppler sur la lumière provenant d'une étoile perturbée par une planète. La lumière est décalée vers le bleu (courtes longueurs d'onde) lorsque l'étoile se rapproche de nous, et vers le rouge quand elle s'éloigne. La courbe en haut à droite donne la courbe de vitesse radiale de l'étoile que l'on peut déduire de son décalage Doppler.

Quand l'étoile a un mouvement qui la fait se rapprocher de nous, sa lumière est décalée vers le bleu, alors qu'elle est décalée vers le rouge quand elle s'éloigne.

L'amplitude de ces décalages est proportionnelle à la vitesse de l'étoile. Dans le cas simplifié où l'orbite de l'étoile (due à une planète) est parfaitement circulaire, la vitesse VR à laquelle elle s'éloigne ou se rapproche de nous varie en fonction du temps suivant :

Le coin des démonstrations :
   
avec :

• K est l'amplitude de la variation de , donnée par :  
• i est l'angle entre la ligne de visée de l'observateur et la perpendiculaire au plan de l'orbite de la planète.

L'effet Doppler est maximum quand cet angle est égal à 90°, c'est-à-dire quand on regarde l'orbite "par la tranche". Quand i est nul, la vitesse de l'étoile n'a pas de composante radiale. Dans ce cas, même si une planète est présente, cette méthode ne permet pas de la détecter. L'amplitude de l'effet Doppler induit par le mouvement de l'étoile est de l'ordre de K/c, où c est la vitesse de la lumière, c'est-à-dire de quelques m/s (la vitesse d'un homme qui court) divisés par 300 000 km/s. Il s'agit donc de mesurer des effets extrêmement fins. A l'heure actuelle, on peut détecter des vitesses radiales de l'ordre de ∼0.5m/s : cela signifie qu'une "Exoterre" est presque à notre portée.

B) Les méthodes de recherche des exoplanètes

a) La méthode de l'observation directe

          La première méthode de recherche dont nous allons parler est l'observation directe : elle se fait par l'expédient d'un télescope ayant une résolution suffisamment puissante pour distinguer deux astres en orbite l'un autour de l'autre. C'est d'ailleurs la raison pour laquelle on développe des télescopes d'une résolution de plus en plus grande avec des techniques d'optique adaptative.

          Prenons pour exemple le E-ELT, pour European Extremely Large Telescope, télescope terrestre, faisant partie de la série des trois télescopes géants en cours de construction, qui doit être inauguré en 2025. Il sera situé au nord du Chili, sur le Cerro Armazones (3 060 mètres d'altitude). Construit par l'Observatoire Européen Austral (ESO), il doit permettre des avancées majeures dans le domaine de l'astronomie grâce à son miroir primaire d'un diamètre de 39 mètres.

          Il sera par ailleurs capable de collecter quinze fois plus de lumière que le VLT, pour Very Large Telescope, achevé de construction en 1977 par l'ESO. Il s'agit d'un ensemble de quatre télescopes principaux (aussi appelés UT pour Unit Telescope) et quatre auxiliaires (appelés AT pour Auxiliary Telescope). Il est situé à l'Observatoire du Cerro Paranal, dans le désert d'Atacama au nord du Chili, à une altitude de 2 635 m. Il permet l'étude des astres dans les longueurs d'onde allant du visible à l'infrarouge.

                                                                       E-ELT                                                                                                VLT

          Malheureusement, la lumière de l'étoile hôte domine largement celle de l'exoplanète car une étoile est généralement un milliard de fois plus lumineuse que la planète, sauf cas exceptionnels, comme, par exemple, lorsque l'exoplanète est à une très grande distance de son étoile ou que celle-ci est très peu lumineuse parce qu'il s'agit d'une naine brune*.

b) La méthode du transit

          La deuxième méthode principale de recherche d’exoplanètes est l’observation d’un possible transit, c’est-à-dire le passage exact d’une planète entre l’étoile et la Terre lors de son orbite.

          Evidemment le transit de la planète n’est pas observable directement étant donné les distances en jeu, mais, lorsqu'il se produit, la luminosité apparente de l’étoile baisse légèrement car une petite fraction de sa surface est cachée temporairement, et des mesures précises peuvent détecter cette situation.

          Cette méthode fournit des informations plus précises que la vitesse radiale sur la masse et l’orbite de la planète. Elle permet également de calculer la taille de la planète : plus cette dernière est grande, plus la baisse temporaire de luminosité est marquée.

          La méthode du transit ne peut malheureusement révéler que les planètes qui passent exactement entre leur étoile et la Terre, ce qui est rare...Elle est également limitée à des planètes assez grosses, car une petite planète tellurique* ne provoquerait pas une baisse de luminosité facile à détecter à l’heure actuelle.

B) Les méthodes de détection des exoplanètes

a) La méthode des microlentilles gravitationnelles

          Un effet de lentille gravitationnelle* classique se produit, par exemple, lorsqu'une étoile proche passe exactement entre la Terre et une étoile plus éloignée.

          D’après la relativité générale, les rayons lumineux qui nous proviennent de l’étoile lointaine sont légèrement déviés au passage de la plus proche. Ceci peut produire des effets d’optique comme des images multiples de l’étoile lointaine ou une augmentation de sa luminosité apparente.

          Une situation beaucoup plus rare se produit lorsque l’étoile proche est accompagnée d’une planète qui contribue à la déviation des rayons lumineux.

          Dans ce cas, l’analyse de l’image finale peut révéler les distorsions que la planète a introduites et fournit donc une méthode indirecte de détection de cette dernière. L’effet de microlentille gravitationnelle permet de calculer la masse de la planète et sa distance approximative à l’étoile. Cette méthode nécessite un alignement parfait entre deux étoiles et est donc relativement limitée. Elle présente cependant l’énorme avantage de pouvoir détecter des planètes plus petites et plus éloignées de leur étoile puisqu'elle ne dépend ni de perturbations gravitationnelles, ni d’une mesure de luminosité.

Le coin des démonstrations :
C'est une application de la théorie d'Einstein de la gravitation. Celle-ci prédit que lorsqu'un corps de masse M (déflecteur) est à une distance b projetée sur le ciel ("paramètre d'impact") de la ligne de visée d'une source lointaine, l'éclat apparent de cette dernière est amplifié par un facteur . Lorsque la source et le déflecteur se déplacent l'un par rapport à l'autre sur le plan du ciel, le paramètre d'impact b varie au cours du temps. Il en est donc de même du facteur d'amplification qui devient une fonction du temps A(t).

Principe d'une détection par lentille gravitationnelle

Saut de luminosité dû à un phénomène de lentille gravitationnelle. Une étoile lointaine passe exactement derrière une autre étoile autour de laquelle orbite une planète. L'étoile proche focalise la lumière de l'étoile lointaine, ce qui crée une augmentation de la luminosité. La planète focalise aussi la lumière de l'étoile lointaine, ce qui créer les deux pics de luminosité visibles avant le maximum.

b) La méthode de recherche spatiale

          La méthode utilisée par les missions spatiales de détection d’exoplanètes est celle du transit planétaire, l’observation de la baisse de luminosité d’une étoile lors du passage d’une planète devant son disque.

          Cette méthode, bien que possible depuis les télescopes terrestres, souffre des effets de la turbulence atmosphérique qui provoque des fluctuations de luminosité généralement plus grandes que la baisse provoquée par un possible transit planétaire. L’intérêt d’une mission spatiale réside donc dans le fait qu’un satellite peut détecter des variations de luminosité plus faibles, en particulier celles produites par le transit de planètes aussi petites que la Terre.

          Le premier satellite de recherche d’exoplanète fut Corot (COnvection, ROtation et Transits planétaires), une mission proposée par le CNES, puis devenue une collaboration avec l’ESA et d’autres partenaires internationaux. Lancé le 27 décembre 2006, Corot commença à récolter des résultats scientifiques en février 2007 et continua jusqu'à une panne en novembre 2012, ce qui montre que l'autonomie de ces satellites est encore à améliorer. Pendant ses observations, Corot a observé plus de 160 000 étoiles, détecté 600 candidates et au moins 33 d’entre elles ont été confirmées comme exoplanètes par des observations complémentaires depuis d’autres télescopes. Corot a aussi contribué à d’autres branches de l’astrophysique, par exemple en mesurant les premiers diamètres de naines brunes ou les oscillations d’étoiles au-delà du Soleil.

          Kepler est une mission de la NASA, il parcourt une orbite héliocentrique (autour du Soleil), ce qui lui permet d’observer une région fixe du ciel sans être interrompu par la Terre. Pendant sa mission primaire, Kepler garda une direction fixe dans le ciel, entre les constellations du Cygne et de la Lyre. Son champ lui permit d’observer 150 000 étoiles de façon continue, ces étoiles se trouvaient dans une région de la Voie Lactée similaire à la nôtre et loin du plan de l’écliptique pour éviter toute interférence du Soleil ou d’autres corps du Système solaire.

Grâce à cette direction fixe, Kepler pouvait détecter des exoplanètes ayant des périodes de révolution de plus d’une année terrestre (Corot ne pouvait observer que des périodes de moins de trois mois), donc assez semblables à la Terre de ce point de vue, et dans la zone d’habitabilité de leur étoile. Le satellite fut lancé le 7 mars 2009 et sa mission scientifique commença en mai 2009. En juillet 2012, une première roue de réaction tomba en panne, puis une deuxième, en mai 2013. Les deux roues restantes ne pouvaient plus assurer à elles seules la stabilité requise pour la méthode du transit et la mission initiale s’acheva.

          Depuis, les ingénieurs de la NASA ont innové en utilisant la pression des photons solaires pour aider à stabiliser le satellite, ce qui a permis une nouvelle phase de détection, baptisée K2, où les observations sont limitées à des zones proches du plan de l’écliptique. L’extension K2 a commencé en juin 2014 et devrait continuer au moins jusqu'en 2017. D'après les comptes de la fin mars 2016, la mission initiale de quatre ans a mis en évidence 4 696 candidates, dont 1 041 ont été confirmées comme exoplanètes par d’autres observations. L’extension K2 a déjà révélé 270 candidates dont 39 ont été confirmées.

          Dans ce grand nombre d’exoplanètes, on notera en particulier une douzaine de planètes qui présentent un profil assez semblable à la Terre, avec un diamètre compris entre une et deux fois le diamètre de la Terre et une orbite dans la zone d’habitabilité de leur étoile.

Représentation de la douzaine de planètes découvertes par Kepler qui ont des caractéristiques relativement proches de celles de la Terre

          De nouvelles missions consacrées exclusivement aux exoplanètes sont prévues pour continuer les investigations de Corot et de Kepler.

*VOCABULAIRE*

* Naine brune : une étoile avortée, trop petite pour que des réactions nucléaires puissent se maintenir dans son cœur.

* Effet Doppler : décalage de fréquence d'une onde (mécanique, acoustique, électromagnétique ou d'une autre nature) observé entre les mesures à l'émission et à la réception, lorsque la distance entre l'émetteur et le récepteur varie au cours du temps.

* Planète tellurique : planète composée essentiellement de roches et de métal qui possède en général trois enveloppes concentriques (noyau, manteau et croûte).

* Lentille gravitationnelle : corps céleste placés entre l'observateur et une lumière, la lentille gravitationnelle dévie les rayons lumineux et déforme ainsi les images

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