Les exoplanètes

En 1995 deux astronomes suisses ( Michel Mayor et Didier Queloz) effectuent des mesures sur l'effet Doppler à l'observatoire de Haute-Provence qui les conduisent à découvrir la première exoplanète (51 Pegasi b, une planète géante "Jupiter chaude" ).  Cette découverte marque un point de départ d'une "chasse" aux exoplanètes dans le monde des astronomes. 

Dix années plus tard, 155 exoplanètes sont déja répertoriées. Un comptage de janvier 2017 donne un chiffre de 3594 et aujourd'hui, on en découvre en moyenne un peu plus de deux par jour*. Dès lors, rien ne semble pouvoir stopper ce rythme qui met en évidence l'existence probable d'un nombre considérable d'objets célestes de ce type, d'autant que le perfectionnement du matériel et des méthodes de détection progresse lui aussi à grand pas.

* Pour consulter une liste actualisée des exoplanètes connues, cliquer ici

Mais que sont ces planètes qualifiées parfois "d'habitables" autour desquelles les hypothèses sur l'existence de diverses formes de vies ne cessent d'être émises, donnant écho aux publications du début du siècle dernier lorsque Camille Flammarion et Percival Lowell envisageaient les formes que pouvaient revêtir les populations extraterrestres ou même la nature de leur réalisations (conjectures empreintes d'un anthropomorphisme prononcé qui prête aujourd'hui à  sourire)

Une exoplanète ou planète extrasolaire est simplement une planète comparable à une planète de notre système, mais qui se situe en dehors du système solaire. Elle est en interaction gravitationnelle avec son étoile (en orbite autour d'elle) . Compte-tenu de la distance à laquelle se trouvent les systèmes (étoiles + exoplanètes hypothétiques) et de la très faible luminosité renvoyée par une exoplanète, relativement à celle de l'étoile "hôte", à de rares exceptions près (exoplanètes très éloignées de leur étoile) il est quasiment impossible d'observer directement un tel objet avec un télescope optique terrestre.

C'est précisément cette similitude avec notre système qui fait penser aux chercheurs, que la comparaison peut aller au delà des mesures physiques et donc que les conditions pour que la vie puisse apparaisse ou soit installée sont une hypothèse plausible.

A défaut de pouvoir observer directement une exoplanète, il existe plusieurs méthodes qui permettent de détecter leur présence :

1)La méthode des vitesses radiales:

Imaginons un système possédant une planète en orbite circulaire autour de son étoile que l'on observe dans le plan de son orbite. Les lois de la mécanique céleste montrent que l'attraction gravitationnelle de la planète sur l'étoile induit sur cette dernière un mouvement de révolution autour du barycentre du système (mouvement de faible amplitude en raison du rapport des masses entre l'étoile et l'exoplanète). L'étoile va donc alternativement s'éloigner puis se rapprocher de l'observateur ce qui induira une composante périodique de sa vitesse radiale. La lumière qui nous parvient de cette étoile, soumise à l'effet Doppler-Fizeau arrive donc avec un décalage spectral périodique allant vers le rouge ou vers le bleu, selon qu'elle s'éloigne ou se rapproche comme le montre l'animation ci-dessus.

Si on soumet cette lumière à une analyse spectrale suffisamment précise, on peut mesurer la valeur du décalage qui nous indique une vitesse radiale. L'analyse des variations dans le temps de cette vitesse radiale permet en outre de déterminer la périodicité et l'amplitude du phénomène . Le spectre de l'étoile nous donne par ailleurs sa masse (revoir l'article sur les catégories d'étoiles). Fort des données relatives à l'étoile, masse, période et amplitude de son mouvement, on pourra déterminer par le calcul, période, excentricité et orbite de son exoplanète. On notera que cette méthode n'est exploitable que si la perturbation gravitationnelle est détectable, ce qui sous entend que l'exoplanète devra posséder une masse suffisante. Les limites technologiques des capteurs  restreignent donc cette méthode à la détection à des planètes géantes qui évoluent  sur une orbite proche de leur étoile. C'est précisément ce type de planète "chaude" qui fut découverte par M.Mayor et D.Queloz.

La méthode du transit dit primaire ou planétaire:

Elle fut utilisée par les télescopes spatiaux CoRoT (COnvection, ROtation et Transits planétaires) de 2006 à 2014 et Kepler de 2009 à 2013, tous deux spécialisés dans l'étude des étoiles et la recherche d'exoplanètes.  

Le transit primaire est l'occultation d'une partie de la lumière nous provenant d'une étoile (voir animation ci-contre) lorsqu'un objet céleste, tel une exoplanète, passe entre l'étoile et l'observateur.

La détection de la variation de lumière (la courbe bleue ci-contre est volontairement accentués) se fait grâce à des détecteurs CCD très sensibles équipant les caméras embarquées. Par exemple les caméras de CoRoT sont capables de détecter des variations de luminosité de l'ordre de  1/10 000. Ce qui permet de mettre en évidence des planètes dont l'ordre de grandeur en taille correspond à deux fois celle de la Terre. Pour CoRoT, la fréquence de prise de vue durant un transit et la durée maximale de 6 mois d'observation pour une étoile donnée, limitent la détection des exoplanètes à celle dont la distance à leur étoile n'excède pas 0.3 ua (inférieure à la distance séparant Mercure du Soleil).

Le projet Kepler est conçu pour rechercher des planètes dont la masse est voisine de celle de la Terre (rappelons que la planète géante gazeuse Jupiter est 317.8 fois plus massive que la Terre ! ) et dont les caractéristiques permettent d'envisager des conditions plus proches de celles qui règnent à la surface de notre planète.

La méthode d'imagerie directe:

Le cas le plus favorable de ce type d'observation est celui où la planète est située à une grande distance de son étoile. Elle doit être suffisamment éloignée du halo lumineux de cette dernière mais être également de trés grande taille et très chaude, (flux thermique élevé). Ce cas est peu fréquent car on peut aisément comprendre que plus une planète est éloignée de son étoile, plus sa température est froide... Une fois encore l'exemple de Jupiter peut être cité, dont la surface est 100 fois plus grande que celle de la Terre, bien que son flux thermique soit inférieure à 100 fois celui de notre planète, du fait que  la température des couches supérieures de ses nuages est beaucoup plus faible (entre -108 et -163 °C).

On notera cependant que dans le cas de systèmes "jeunes" on peut trouver une planète lointaine chaude qui aura conservé une partie de l'énergie thermique  accumulée lors de sa formation. C'est à partir de l'observation de systèmes jeunes que la détection directe peut donc porter ses fruits.  Ainsi la première image directe fut obtenue en 2004.

D'autres détections ont été réalisées depuis cette date mettant en évidence une vingtaine d'exoplanètes. Deux résultats remarquables peuvent être cités avec, en premier lieu, le système autour de l'étoile HR8799 (image ci-dessous) qui fait apparaître quatre exoplanètes. 

Et, en second lieu, la découverte de la planète  β Pictoris b  qui gravite autour de l'étoile β Pictoris, et qui confirme une prédiction antérieure. En effet, en 2008, des chercheurs communiquaient les indices relevés cinq ans plus tôt à partir d'observations effectuées dans l'infrarouge sur le VLT (Very Large Telescope - Atacama-Chili ). Ils avaient détecté une source faible sur le disque de débris entourant β Pictoris  qui laissait envisager la probabilité d'une planète.  Il n'était encore pas exclu que cette source pouvait provenir d'une étoile lointaine situées à l'arrière plan. Une observation effectuée début 2009 montre que la source avait disparu.  Mais, une nouvelle image réalisée fin 2009 la montre de l'autre côté du disque, confirmant ainsi qu'on a bien à faire à une exoplanète  en orbite autour de l'étoile. Cette découverte effectuée le 18 novembre 2008 est attribuée à Anne-Marie Lagrange, directrice de recherche au CNRS et à son équipe.

Il existe encore d'autres méthodes permettant de détecter des exoplanètes comme par exemple la méthode qui exploite l'effet de microlentille gravitationnelle qui se produit lorsque le champ gravitationnel d'une étoile déforme l'espace-temps, et dévie la lumière issue d'une étoile distante située derrière, à la manière d'une lentille. Si l'étoile en question possède une planète, le champ de cette dernière peut induire une déformation, certe trés faible, mais détectable. Cette méthode nécessite une configuration très particulière d'alignement d'étoiles qui, dans les faits, s'avère assez exceptionnelle. En effet, il est nécessaire de pouvoir suivre durablement plusieurs étoiles d'arrière plan pour récolter un nombre significatif d'observations. Il en découle que cette méthode convient bien mieux pour les étoiles les plus proches (situées dans notre Galaxie) elle n'a cependant à ce jour permis de découvrir qu'un très faible nombre d'exoplanètes.

exemple la méthode qui exploite l'effet de microlentille gravitationnelle qui se produit lorsque le champ gravitationnel d'une étoile déforme l'espace-temps, et dévie la lumière issue d'une étoile distante située derrière, à la manière d'une lentille. Si l'étoile en question possède une planète, le champ de cette dernière peut induire une déformation, certes extrèmement faible, mais détectable. Cette méthode nécessite une configuration très particulière d'alignement d'étoiles qui, dans les faits, s'avère assez exceptionnelle. En effet, il est nécessaire de pouvoir suivre durablement plusieurs étoiles d'arrière plan pour récolter un nombre significatif d'observations. Il en découle que cette méthode convient bien mieux pour les étoiles les plus proches (situées dans notre Galaxie) elle n'a cependant à ce jour permis de découvrir qu'un très faible nombre d'exoplanètes.

Remarque:

Même si la sensibilité des capteurs de lumière progresse, détecter une planète qui est parfois un milliard de fois moins lumineuse que son étoile est impossible. La seule solution consiste à éclipser l'étoile et, la seule manière connue pour reproduire les conditions d'une éclipse est le coronographe (inventé par Bernard Lyot). Pour autant, il reste encore à gérer la diffraction qui s'oppose au masquage parfait d'une source aussi petite qu'une étoile observée depuis la terre, sans cacher son exoplanète. De nombreux coronographes ont été développés pour contourner ce problème. Ils utilisent des occulteurs (dérivés du principe de Lyot) qui tendent à réduire cette diffraction en "adoucissant" les bords du faisceau lumineux avant le cache, ou qui jouent sur des interférences de la lumière de l'étoile sur elle-même. A la fin des années 2000, l'exoplanète Fomalhaut b a été découverte par un tel instrument. (image ci-dessous)

Poussant toujours plus loin le champ des possibles, des chercheurs ont même imaginé une solution qui consisterait à positionner dans l'espace un vaisseau qui jouerait le rôle d'occulteur à grande distance du télescope...