Les exoplanètes
Le commencement des recherches
Le commencement des recherches
Cela fait déjà 22 ans que la découverte de la toute première exoplanète a eu lieu. Tout à commencé avec une campagne de recherche sur l'existence d'éventuels étoiles ayant un fonctionnement similaire au Soleil. Didier Queloz, encore thésard à l’époque, faisait partie de ces adhérents et a réussi à ouvrir les horizon vers celles-ci. En effet, c'est le 6 Octobre 1995 que Michel Mayor et Didier Queloz ont pu confirmer leur hypothèse grâce au nouveau spectrographe Élodie greffé sur le télescope de 1,93m se trouvant dans l'observatoire de Haute-Provence et au logiciel très performant qu'ils avaient co-écrit au préalable. Il n'avait cependant pas pour intention première de trouver une planète à contrario, de leur collègue Geoffrey Marcy. Très investis dans cette quête depuis plusieurs années, les deux chercheurs, et toute l'équipe technique ayant contribué à cette réussite, ont alors devancé les autres scientifiques en publiant leurs résultats le 23 novembre 1995 dans Nature une revue scientifique généraliste de référence, à comité de lecture et publiée de manière hebdomadaire, est également l'une des revues scientifiques les plus anciennes et les plus réputées au monde. Mais comment s'est déroulée cette découverte ?
Avec les avancées technologiques, de nouvelles exoplanètes sont découvertes tous les jours. Pour répondre à la question posée précédemment, nous ferons la rencontre détaillée des deux chercheurs, Didier Queloz et Michel Mayor. Ensuite, nous étudierons les découvertes faites avant 1995. Enfin, nous terminerons par analyser les recherches pratiquées après 1995.
A) FICHE TECHNIQUE : Qui sont Didier Queloz, Michel Mayor et 51 Pegasi b ?
Cela faisait des mois qu'ils s'évertuaient à garder le secret, depuis qu'ils avaient acquis la quasi-certitude durant l'été 1995, après de nombreuses vérifications, que leurs mesures de vitesse radiale* de l'étoile 51 Pegasi trahissaient bien la présence d'un astre en orbite autour d'elle. Il ne s'agissait pas d'une naine brune mais d'une exoplanète deux fois moins massive et 1,6 fois plus grande que notre Jupiter, qui fut nommée 51 Pegasi b. Pour la première fois, des astronomes apportaient la preuve que des planètes gravitent autour d'autres étoiles que la nôtre. Certes, nous nous doutions déjà qu'avec l'infinité de l'univers, il n'existait pas qu'un seul Système solaire dans la Galaxie, mais rien n'était encore prouvé !
Cependant la tâche semblait encore fastidieuse à l'époque, car les théories prévoyaient que les grosses planètes comme Jupiter, les plus faciles à détecter, ne mettaient pas moins de 10 ou 11 ans pour faire le tour de leur étoile, ce qui bien évidemment ne laissait pas une très grande marge d'observation aux scientifiques.
Pour cette raison, nombreux ont été les collègues ayant engagé des recherches sur plusieurs années qui accueillirent avec méfiance et scepticisme la découverte de 51 Pegasi b. Deux scientifiques, Michel Mayor et Didier Queloz, essuyèrent même de vives critiques des mois durant. Quant à Geoffrey Marcy, il admit rapidement l'existence de cette exoplanète qui n'était pas à l'endroit attendu et qui n'avait pas l'apparence supposée, et félicita les deux chercheurs. Ce n'est que quelques années plus tard que son existence fut approuvée et que d'autres géantes furent mises en évidence.
DIDIER QUELOZ MICHEL MAYOR
Voici quelques détails sur nos deux chercheurs :
- Didier Queloz : de son nom complet Didier Patrick Queloz né le 23 février 1966, est un astronome suisse, professeur à l'Observatoire de Genève en Suisse et à l'Université de Cambridge en Angleterre, spécialisé dans la recherche d'exoplanètes. Il est connu notamment pour avoir découvert avec Michel Mayor 51 Pegasi b, la première planète extrasolaire confirmée comme telle et orbitant autour d'une étoile de la séquence principale.
- Michel Mayor : de son nom complet Michel G. E. Mayor, né le 12 janvier 1942, est un astrophysicien suisse. Membre de l'Observatoire de Genève et professeur honoraire à l'Université de Genève, il est, avec Didier Queloz, celui qui a découvert la première planète extrasolaire autour d'une étoile de la séquence principale, 51 Pegasi b, en 1995.
B) Avant 1995
Les grandes découvertes sur les exoplanètes n'étaient pas les plus importantes avant les années 95...Mais cela ne veut pas dire qu'elles étaient inexistantes !
a) Avant l'arrivée de l'informatique
Avant d’avoir la preuve que d’autres planètes lointaines existaient, l'avis sur la question de leur existence était très mitigé, cependant en 1970 l'observation de disques planétaires* ou protoplanétaires* a élargie la vision des scientifique. Plusieurs études décelaient même la signature indirecte d'exoplanètes ayant sculpté ces disques. Quelques planètes avaient aussi été détectées autour de pulsars (des étoiles à neutrons, vestiges de l'explosion d'étoiles massives), mais les planètes autour d'étoiles semblables au Soleil restaient cachées, à tel point que les astronomes commençaient à douter de leur existence...
Cependant, dans les années 1980, elles furent activement cherchées, bien que, techniquement, ce soit une mission très difficile, car certains instruments n’existaient pas. Les deux scientifiques à l'origine de la découverte de 1995 ont alors dû en inventer une nouvelle génération. Ils ont créé le spectrographe ELODIE, qui est devenu un prototype précurseur pour chercher des planètes.
Cependant nous pouvons remonter plus loin dans le temps pour arriver en 1917, le réexamen d’une ancienne plaque photographique révèle des indices constituant la première preuve, indirecte, de l’existence des exoplanètes, une interprétation qui était encore impossible à l’époque, car au début du 20e siècle, l'existence des exoplanètes était une théorie qui relevait plus de la science-fiction que de l'astronomie.
Effectivement, en exhumant une vieille plaque photographique en verre, datant de 1917 et sortie des collections de l'observatoire Carnegie, Jay Farihi de l'University College de Londres a fait une véritable découverte : l'image du spectre d'une naine blanche révélant la présence d'un vaste anneau de débris et de poussières, probablement issu de collisions planétaires autour d'elle. Il s'agit là de la première preuve enregistrée suggérant fortement la réalité des exoplanètes, une information impossible à interpréter en 1917. L'étoile est aujourd'hui appelé Van Maanen.
Les plaques photographiques en verre ont largement contribué aux progrès de l'astronomie du début du vingtième siècle et ce jusqu'à l'arrivée de l'informatique et des formats numériques.
La plaque photographique qui contient le spectre de l'étoile de van Maanen représentée par la ligne noire
centrale. En agrandi, les deux lignes d'absorption.
b) Un peu d'histoire...
Tout ceci montre que la plus grande lacune n'était pas la technique, mais plutôt l'étendue de connaissance des scientifique de l'époque qui n'étaient pas encore assez étoffée pour émettre cette interprétation. Pourtant des esprits du passé avait depuis longtemps déjà émis cette hypothèse, qu'elle soit fondée ou non.
Dès l’Antiquité, dans sa Lettre à Hérodote, Epicure expose sa vision de l’existence d’une infinité de mondes :
« 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. »
Bien plus tard, au XVIe siècle, le philosophe italien Giordano Bruno, s’appuyant sur l’héliocentrisme* de Copernic, est le premier à affirmer, sans démonstration physique mais d’un point de vue philosophique, que :
« Il est donc d’innombrables soleils et un nombre infini de terres tournant autour de ces soleils, à l’instar des sept « terres » que nous voyons tourner autour du Soleil qui nous est proche. » (Giordano Bruno, L’Infini, l’Univers et les Mondes, 1584).
Le Néerlandais Huyghens, mathématicien, physicien et astronome, est le premier à penser utiliser les instruments d’observation, alors en plein développement, pour observer des planètes lointaines. Il est à l'origine de la découverte des anneaux de Saturne et de son principal satellite, Titan, en 1655.
C'est la naissance d’une nouvelle discipline scientifique, la planétologie, au XIXe siècle, conjointement à la mise au point d’instruments de mesure et d’observation de plus en plus puissants, qui vont permettre de nombreuses avancées dans la connaissance de l’Univers. Plus proche de nous, l’astronome américain Edwin Hubble, à l’origine du concept d’expansion de l’Univers, déclare en 1924 :
« La communauté scientifique suppose depuis longtemps que si les étoiles sont des soleils, et que le Soleil héberge des planètes, alors il est fort probable que les autres étoiles hébergent elles aussi des planètes. »
L'origine de cette ambition qu'est la découverte d'exoplanètes, date donc de l'Antiquité.
A) Après 1995
La recherche d'exoplanètes s'est intensifiée après la découverte de 1995, conduisant à la détection de plus de 350 nouvelles planètes, la plupart étant des géantes gazeuses. Depuis peu, ils ont découvert des planètes plus légères et telluriques, c'est-à-dire ayant une surface solide.
En outre, alors qu'elle s'est focalisée pendant longtemps sur les alentours des étoiles de type solaire, cette recherche s'est ouverte récemment à d'autres classes d'étoiles, plus ou moins jeunes et plus ou moins massives, les étoiles les plus légères étant les plus nombreuses dans notre galaxie. On peut ainsi étudier l'influence de l'âge et de la masse de l'étoile centrale sur la formation des systèmes planétaires.
En 1999, des astronomes déterminaient pour la première fois le rayon d'une exoplanète, hd209458 b, par la méthode dite des "transits. Le couplage avec les données vélocimétriques a aussi permis d'établir la masse exacte de la planète. Depuis, une soixantaine de transits d'exoplanètes ont été observés. Grâce à ces nouvelles mesures, les scientifiques commencent à percer les intérieurs planétaires ainsi que la composition chimique de leur atmosphère.
Depuis 2005, des méthodes d'imagerie permettent de visualiser l'apparence de certaines exoplanètes. Le premier corps « imagé » de masse planétaire, c'est-à-dire de masse inférieure à 13 fois celle de Jupiter, tourne autour d'une naine brune, un astre trop petit pour enclencher des réactions nucléaires de fusion de l'hydrogène, à une distance comparable à celle qui sépare Pluton du Soleil. Depuis, une dizaine d'autres exoplanètes ont pu être « imagées », orbitant à des distances variables autour de véritables étoiles.
Ces découvertes, toujours plus nombreuses, ont révélé une diversité insoupçonnée jusqu'alors, et qu'il faut, bien sûr, expliquer. Ainsi en prenant de l'ampleur ces découvertes ont mené à des ambitions plus grandes telle que l'éventuelle existence d'une exoterre.
*VOCABULAIRE*
* Vitesse Radiale : La vitesse radiale est la vitesse d'un objet mesurée dans la direction du rayon (ou la ligne de visée) vers ou depuis le point d'observation.
* Disque planétaire ou protoplanétaire : Un disque protoplanétaire est un disque circumstellaire* constitué de gaz et de poussières à partir duquel se forment les corps (planètes, planètes naines, petits corps et leurs satellites)
* Circumstellaire : qui tourne autour d'une étoile
* Héliocentrisme : système astronomique d'après lequel on considère le Soleil comme le centre de l'Univers (astronomie ancienne) ou comme l'astre autour duquel s'effectue la rotation des planètes (s'oppose à géocentrisme)
Les méthodes d'observations et les motivations
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 :
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 . 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.
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
reçues
Les similitudes avec la Terre
Les similitudes avec la Terre
Nous savons qu'il existe des planètes en dehors de notre systèmes solaire qui, elles aussi, gravitent chacune autour d'étoiles, différentes de la notre cependant. Une question se pose : existerait-il quelque part, dans notre Univers, une planète similaire à notre Terre ?
Les études des scientifiques montrent que certaines d'entres elles partagent bel et bien des points communs avec la Terre. Cependant, nous ne pouvons pas déterminer avec certitude si nous avons mis la main sur une "exoterre"...Pour répondre à la question posée précédemment, nous étudierons la définition détaillée d'une "exoterre". Ensuite, nous définirons les différents types d'exoplanètes. Enfin, nous terminerons par analyser les découvertes récentes des chercheurs.
A) FICHE TECHNIQUE : Qu'est-ce qu'une "exoterre" ?
Bien qu'il n'existe aucune définition clairement établie, on entend généralement par exoterre une planète dont la masse et la taille sont presque égales à celles de la Terre.
La plupart du temps s'y ajoute aussi la nécessité qu'elle soit à la bonne distance de son étoile hôte, de sorte qu'elle possède de l'eau liquide et soit capable d'abriter la vie.
Cela n'implique pas forcément que la planète tourne autour d'une étoile de type solaire : elle pourrait se trouver autour d'une naine rouge calme, effectuant une orbite en moins d'une année terrestre.
En février 2011, la Nasa a annoncé que Kepler avait peut-être découvert plusieurs exoterres. On ne doit cependant pas oublier que le fait qu'une planète rocheuse se trouve à bonne distance d'une étoile pour que de l'eau liquide puisse s'y trouver ne suffit pas pour qu'elle le soit effectivement. L'exemple de Vénus est là pour nous prouver que l'on doit prendre en compte la composition de son atmosphère.
De plus, nous devons retenir qu'une exoterre n'est pas une seconde Terre.
B) Les différents types d'exoplanètes
Il faut savoir qu'il existe deux types distincts d'exoplanètes : les gazeuses et les telluriques...
a) Les gazeuses
Elles sont plus faciles à détecter que les telluriques car elle sont plus volumineuses, leur masse peut varier de 10 à plus de cinquante fois celle de la Terre.
Il existe deux types de ces géantes, les Joviennes et les Neptuniennes :
- Les Joviennes : elles sont composées majoritairement d'hydrogène et d'hélium, à l'instar de Jupiter dans notre système solaire. Ce sont des géantes gazeuses qui, selon leur température, sont qualifiée de Jupiter Chaud ou de Jupiter Froid. Certaines sont composées presque exclusivement d'hélium.
- Les Neptuniennes : ce sont des géantes de glace composées d'eau de méthane et/ou d'ammoniac. Dans cette situation également, on en distingue deux types par rapport à leur température. Celles proches de leur soleil sont donc appelées les Neptune Chauds et celles plus éloignées les Neptunes Froids.
b) Les telluriques
Egalement appelées planètes rocheuses, elles sont peu nombreuses à avoir été détectées, et pour cause : elles sont relativement petites. Parmi les milliers d'exoplanètes recensées à ce jour, à peine 200 appartiennent à cette catégorie. Celles dont la masse est comprise entre une et dix fois la masse de la Terre sont appelées Super-Terres.
Parmi ces exoplanètes on en distingue plusieurs types, théorique pour certains, en fonction de leur composition : Planète de silicate, planète océan, planète de carbone et même planète diamant !
En fonction de leur position par rapport à leur étoile, elles seraient potentiellement habitables.
C) Les découvertes de chercheurs
À ce jour, quelques planètes découvertes partageraient plusieurs points communs avec la Terre...
a) La première avancée vers une Terre 2.0 et les 7 rocheuses
La NASA avait attiré l’attention grâce la téléconférence de presse qu’elle avait organisée, le 23 juillet 2015, sur les derniers résultats de son télescope spatial Kepler, spécialisé dans la chasse aux exoplanètes.
Une nouvelle planète d’une taille proche de celle de la Terre a été détectée par le satellite, et, pour la première fois , elle est dans la zone habitable autour d’une étoile du même type que notre Soleil. Cependant, celle-ci se trouve à une distance de 1 400 années-lumière de nous...Baptisée Kepler-452b, elle est la 1 030ème exoplanète confirmée, indique la NASA, dont le directeur adjoint, John Grunsfeld, a estimé que sa détection « nous faisait faire un pas de plus vers une Terre 2.0 ». D’un diamètre 60 % plus grand que la Terre, Kepler-452b fait le tour de son étoile en trois cent quatre-vingt-cinq jours et se trouve 5 % plus éloignée d’elle que nous le sommes du Soleil. Elle est donc pile dans la zone habitable, celle où de l’eau liquide, indispensable à la vie, aurait des chances d’être présente.
L’étoile de Kepler-452 (connue sous le nom de 2MASS J19440088 + 4416392) est âgée de 6 milliards d’années, soit 1,5 milliard de plus que notre étoile, et aussi 20% plus brillante et 10% plus grande.
En Février 2017 la NASA a également annoncé la découverte du système planétaire le plus prometteur de l'Univers ! Ce système abrite sept planètes qui, de toutes évidences, ressemblent beaucoup à la Terre. Tout d’abord, trois de ces planètes se trouvent dans la zone habitable par rapport à leur étoile. Ces 3 planètes peuvent donc abriter des océans liquides. Et si c’est le cas, les probabilités qu’elles hébergent de la vie deviennent très fortes. Selon l’équipe à l’origine de cette découverte, les 4 autres planètes ont moins de chance d’abriter un océan, mais il y a tout de même une possibilité que ces planètes aient de l’eau liquide en surface. C’est donc un coup double pour les astronomes de l’ESO (European Southern Observatory) et la NASA. Ils ont annoncé la découverte du système avec le plus grand nombre de planètes similaires à la Terre, et le plus grand nombre de mondes qui peuvent abriter de l’eau liquide.
Représentation du système de TRAPPIST-1
En mai 2016, des chercheurs ont utilisé ce télescope pour découvrir 3 planètes dans ce système situé à 40 années lumière "seulement" de nous. Aidé par de nombreux télescopes terrestre, comme le Very Large Telescope de l’ESO, le télescope spatial Spitzer a confirmé l’existence de deux de ces planètes et découvert 5 planètes supplémentaires. L’étoile TRAPPIST-1 est une naine ultra-froide, une étoile beaucoup plus petite et plus froide que notre Soleil. Cette étoile chauffe si peu que même les planètes les plus proches peuvent avoir de l’eau liquide. Pour pousser la comparaison, les 7 planètes sont toutes plus proches de leur étoile que Mercure de notre Soleil.
Les 7 planètes sont non seulement très proches de leur étoile, mais elles sont aussi très proches les unes des autres. Si vous vous teniez debout à la surface de l’une d’elles et que vous regardiez dans le ciel, vous pourriez voir des structures géologiques ou des nuages sur les autres planètes. Ces planètes pourraient même paraître plus grosses que la Lune depuis la Terre.
Il est également possible que ces planètes aient une rotation synchrone avec leur étoile. Cela signifie qu’elles présentent certainement toujours la même face à leur étoile. Exactement comme la Lune avec la Terre. Ainsi, il y aurait un côté plongé perpétuellement dans la nuit et un autre éclairé en permanence. Si c’est le cas, la météo serait très différente de la Terre (brusque changement de température, vents violents soufflant vers le côté sombre de la planètes…).
Le télescope spatial Hubble est actuellement utilisé pour tenter de déterminer les atmosphères de ces planètes. Mais pour les astronomes, ce sont les nouveaux instruments, comme l’Extremely Large Telescope de l’ESO et le télescope spatial James Webb, qui permettront de déterminer avec certitude s’il y a de l’eau à la surface de ces planètes et peut-être même…de la vie.
b) Une certitude d'atmosphère
Des astronomes ont détecté, pour la première fois, une atmosphère autour d'une exoplanète à 39 années lumières de nous, néanmoins, il y fait trop chaud pour que la vie s'y développe.
GJ 1132 b est une planète rocheuse d'une taille comparable à celle de la Terre, elle est 16% plus grande et orbite très près de son étoile (GJ 1132), ce qui explique une telle chaleur. Toutefois, cette découverte reste encourageante. "Bien qu'il ne s'agisse pas encore de la détection de la vie sur une autre planète, cette observation représente un pas important dans la bonne direction, car c'est la première fois qu'on détecte une atmosphère autour d'une planète d'une masse et d'un rayon proches de ceux de la Terre", expliquent les scientifiques, dont la découverte a été publiée ce jeudi dans l'Astronomical Journal.
L'équipe qui a fait cette découverte, entre autres, des astronomes du Max Planck Institute for Astronomy en Allemagne, a utilisé le télescope européen ESO-MPG au Chili pour saisir des images de l'étoile Gliese 1132 et mesurer la réduction d'intensité lumineuse avec chaque passage de la planète. Ce sont ces mesures d'absorption de la lumière de l'étoile par l'exoplanète qui ont permis de déterminer l'existence d'une atmosphère. GJ 1132b a été découverte en 2015, mais les astronomes ne savaient pas à l'époque si elle avait une atmosphère.
Il existe donc bon nombre de systèmes semblables au notre et bon nombre de planètes similaires à la Terre, chacune de différentes façons. Cependant les point communs que celles-ci partagent avec notre planète bleu n'en font pas des Terre 2.0, et il se pourrait que nous n'en trouvions jamais. Mais la quête du savoir est infinie et c'est une raison suffisante pour continuer les recherches !