La révolution des exoplanètes 9782759821488

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La révolution des exoplanètes J. Lequeux T. Encrenaz F. Casoli

17, avenue du Hoggar Parc d’activités de Courtaboeuf, BP 112 91944 Les Ulis Cedex A, France

Dans la même collection Les planètes : les nôtres et les autres Thérèse Encrenaz Naissance, évolution et mort des étoiles James Lequeux La fusion thermonucléaire contrôlée Jean-Louis Bobin Le nucléaire expliqué par des physiciens Bernard Bonin, préface d’É. Klein Mathématiques des marchés financiers Mathieu Le Bellac et Arnaud Viricel, préface de J.-Ph. Bouchaud Physique et biologie Jean-François Allemand et Pierre Desbiolles La cryptologie Philippe Guillot L’aventure du grand collisionneur LHC Daniel Denegri, Claude Guyot, Andreas Hoecker et Lydia Roos, préface de C. Rubbia Le climat : la Terre et les hommes Jean Poitou, Pascale Braconnot et Valérie Masson-Delmotte, préface de J. Jouzel Aux origines de la masse : particules élémentaires et symétrie fondamentales Jean Iliopoulos, préface de F. Englert Les relativités : espace, temps, gravitation Michel Le Bellac Retrouvez tous nos ouvrages et nos collections sur http://laboutique.edpsciences.fr

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Table des matières Introduction ix 1 La préhistoire des exoplanètes 1 Premières idées et spéculations. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1 L’évolution des idées sur la formation du Système solaire. . . . . . . . . . . . 5 La découverte des disques protoplanétaires. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8 Les premières tentatives de détection d’exoplanètes. . . . . . . . . . . . . . . . . 9 Bibliographie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14 2 Les premières détections 15 Une découverte inattendue : des planètes autour d’un pulsar !. . . . . . . . 15 1995 : La première planète autour d’une étoile comme la nôtre !. . . . . . . 18 Les succès de la vélocimétrie. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24 Bibliographie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28 3 La méthode des transits 29 Qu’est-ce qu’un transit planétaire ? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29 Les campagnes d’observation menées depuis la Terre. . . . . . . . . . . . . . . . 32 L’ère spatiale. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33 Transits primaires et transits secondaires. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36 Les transits gravitationnels. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41 Bibliographie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43 4 Détecter et voir les exoplanètes 45 Avantages et limites des méthodes indirectes de détection . . . . . . . . . . . 45 L’observation directe : un problème très difficile. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48 Une nouvelle piste pour le futur : la recherche des exoplanètes dans le domaine radio. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55 Bibliographie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 56

5 La variété des exoplanètes 57 Les résultats marquants des vingt dernières années . . . . . . . . . . . . . . . . . 57 Les différentes classes d’exoplanètes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61 Les Jupiters chauds et froids . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 62 Les super-Terres et les Neptunes. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65 Les Terres et les planètes habitables. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 69 Bibliographie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72 6 Naissance des étoiles et des disques protoplanétaires 73 Protoétoiles, jets et disques. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 73 Les disques protoplanétaires. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76 La ligne de glace dans les disques protoplanétaires. . . . . . . . . . . . . . . . . . 80 L’interaction entre planètes et disques. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82 Bibliographie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 86 7 Formation et évolution des systèmes planétaires 89 La formation des planètes. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 89 L’évolution des systèmes planétaires : que nous apprend le Système solaire ?. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 93 Pourquoi n’y a-t-il pas de super-Terres dans le Système solaire ?. . . . . . 99 Planètes expulsées, exoplanètes isolées. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 99 Quel est le futur du Système solaire ?. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 101 Quelles conséquences pour notre compréhension des systèmes exoplanétaires ?. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103 Bibliographie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 106 8 La nature physique des exoplanètes 109 Les observables . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 109 Les premières mesures par transit de la composition atmosphérique des Jupiters chauds. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 113 Les causes possibles de l’écart à l’équilibre thermochimique. . . . . . . . . . 117 Nuages et brumes sur les exoplanètes. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 118 Mesures spectroscopiques de super-Terres et d’exo-Neptunes en transit. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 119 Spectroscopie d’exoplanètes depuis le sol. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 121 Les courbes de phase et la circulation atmosphérique des exoplanètes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 123 Bibliographie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 124

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Table des matières

9 Autour des exoplanètes 125 Les exocomètes. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 126 Des anneaux géants autour d’une exoplanète ? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 130 Bibliographie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 131 10 La vie sur les exoplanètes ? 133 Qu’est-ce que la vie ?. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 134 L’apparition de la vie sur la Terre. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 135 La vie ailleurs dans le Système solaire ?. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 144 Comment détecter la présence de la vie sur les exoplanètes ? . . . . . . . . . 148 Bibliographie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 153 11 L’exploration des exoplanètes : quelles perspectives ? 155 Planètes habitables, planètes habitées : un problème difficile . . . . . . . . . 155 Toujours plus de planètes, et plus petites, pour explorer la diversité des systèmes planétaires . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 158 Nouvel éclairage sur les planètes géantes : astrométrie et imagerie . . . . 165 Étudier les atmosphères des exoplanètes. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 168 Vers des analogues du système Terre-Soleil : après 2030 ? . . . . . . . . . . . . 171 Alpha du Centaure : d’autres planètes ? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 174 12 Communiquer avec d’autres mondes ? 175 Quelle est la probabilité d’existence de civilisations avancées sur d’autres planètes ? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 175 Les projets SETI . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 177 Messages vers l’Univers. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 180 Bibliographie . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 184 Annexe 1 : Les planètes du Système solaire 185 Annexe 2 : Une sélection d’exoplanètes 187 Annexe 3 : Quelques données utiles 195 Annexe 4 : La nomenclature des étoiles et des exoplanètes 197 Glossaire 199 Sigles 205 Index 209

La révolution des exoplanètes

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Introduction Parmi les grandes découvertes astronomiques du siècle dernier, la plus retentissante aux yeux du grand public a sans doute été celle d’une planète autour d’une étoile lointaine semblable au Soleil. Elle date de 1995. À dire vrai, on s’attendait à ce qu’une telle découverte ait lieu un jour, car il n’y a aucune raison pour que le Système solaire soit le seul de son espèce. On spéculait d’ailleurs depuis l’Antiquité, puis à la fin du XVIe siècle avec Nicolas de Cues et Giordano Bruno, sur la possibilité d’existence de systèmes planétaires analogues au nôtre autour d’autres étoiles. Il a simplement fallu que les techniques d’observation aient suffisamment progressé. C’est ce qui différencie la découverte des planètes extrasolaires, ainsi d’ailleurs que celle du boson de Higgs en 2012 et des ondes gravitationnelles en 2015, de celle des objets astronomiques inattendus que sont la matière noire (découverte en 1937), les sources célestes de rayons X (1962), les quasars (1963), le rayonnement fossile de l’Univers (1965), les pulsars (1965) et les sources de sursauts de rayons gamma (1968), pour ne citer que les plus spectaculaires. La surprise fut tout autre : la nouvelle planète, qui a une masse proche de celle de Jupiter, gravite autour de l’étoile 51 Pegasi en seulement quatre jours et en est vingt fois moins éloignée que la Terre ne l’est du Soleil, ce qui en fait un astre brûlant. Rien de semblable dans le Système solaire, qui s’est trouvé immédiatement dégradé de son statut de prototype des éventuels systèmes planétaires. Bientôt, d’autres exoplanètes (un néologisme qui paraît aujourd’hui bien accepté) furent découvertes. Elles conduisirent à d’autres surprises  : certaines ont des orbites elliptiques très allongées, ce qui n’est le cas d’aucune des planètes qui nous sont familières ; les super-Terres, de masse intermédiaire entre celle de la Terre et celle de Jupiter, sont fréquentes, bien que sans équivalent dans le Système solaire ; on a trouvé des planètes qui orbitent autour de systèmes d’étoiles doubles... Plus de 3 600 exoplanètes ont été découvertes aujourd’hui. Elles montrent une étonnante variété, que ce soit dans leurs masses, leurs orbites et dans leurs propriétés physiques. Jusqu’à sept planètes ont été détectées dans certains systèmes planétaires, qui en comportent sans doute encore d’autres. La plupart

des exoplanètes connues sont bien plus proches de leur étoile que la Terre ne l’est du Soleil, ce qui a constitué une grande surprise ; cependant, ce n’est peutêtre qu’une conséquence des limites de nos observations, car ces planètes en orbite proche sont plus faciles à détecter que les planètes éloignées. Celles-ci existent pourtant ; ce sont d’ailleurs les seules dont on puisse faire l’image sans être trop gêné par la lumière de l’étoile, qui peut être un milliard de fois plus intense. Il existe même des planètes isolées qui circulent dans la Voie lactée : ont-elles été éjectées d’un système planétaire par quelque mécanisme ? Tout ceci a remis en question les idées que nous avions sur la naissance et l’évolution des systèmes planétaires. On a longtemps cru que le Système solaire n’avait guère évolué depuis sa naissance et que la distance des planètes au Soleil était immuable. Pourtant, certains chercheurs ont montré, dès les années 1980, qu’il ne pouvait en être ainsi, en raison de l’interaction gravitationnelle entre les planètes et ce qui reste du disque de gaz et de poussières où elles sont nées en même temps que l’étoile centrale. D’ailleurs, les découvreurs de la première exoplanète ont immédiatement compris qu’elle avait dû s’être formée loin de l’étoile, puis avoir entamé une migration qui l’avait approché très près de celle-ci. Cette constatation, et l’ensemble des propriétés inattendues que montraient les exoplanètes au fur et à mesure de leur découverte, conduisirent à une intense activité théorique destinée à en rendre compte, en commençant par la révision des propriétés du Système solaire que l’on pensait pourtant avoir bien comprises. Les résultats sont étonnants : il apparaît que l’aspect actuel du Système solaire dépend entièrement du comportement de ses deux plus grosses planètes, Jupiter et Saturne, et aurait été très différent si seulement l’une d’elles avait été présente. De plus, le Système solaire, comme les autres systèmes planétaires, n’est pas immuable, et pourrait subir d’importantes transformations à l’échelle de plusieurs milliards d’années : on pourrait par exemple assister à l’éjection d’une planète ou à la collision entre deux planètes, un comportement d’ailleurs imprévisible car dominé par le chaos. Quant à comprendre l’origine et la structure des systèmes d’exoplanètes, sur lesquels on a moins de données que sur le Système solaire, c’est encore plus difficile  : des centaines de chercheurs dans le monde entier travaillent actuellement à ces questions. La recherche des exoplanètes a suscité, et suscite toujours, de grands progrès dans l’instrumentation astronomique. Les plus grands télescopes au sol et dans l’espace sont utilisés pour les observer, et de nombreux programmes sont entièrement dédiés à leur recherche et à leur étude. On parvient actuellement à se faire une idée de la température et de la composition chimique de l’atmosphère des planètes géantes, surtout des « Jupiters chauds » qui gravitent près de leur étoile. Cependant, nous n’en sommes pas encore là pour les planètes moins massives, qui sont celles qui pourraient abriter la vie.

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Introduction

En effet, la perspective la plus excitante qu’ouvre la découverte des planètes extrasolaires est la recherche de planètes situées ni trop près ni trop loin de leur étoile, où la vie pourrait se développer. Notre anthropocentrisme nous suggère qu’elles doivent avoir une masse voisine de celle de la Terre, mais en réalité rien n’empêche que des planètes nettement plus massives – des super-Terres – puissent porter la vie. Certes, les planètes semblables à la Terre sont encore difficiles à découvrir, mais nous connaissons déjà beaucoup de super-Terres, dont certaines paraissent se trouver dans des conditions favorables. Les caractériser et y rechercher des indices d’une forme de vie, voici un des principaux défis de ces prochaines années. Pour avoir des réponses claires, il faudra probablement attendre la mise en service du successeur du Télescope spatial Hubble et des télescopes géants actuellement en construction. En parallèle, nous continuons à rechercher la présence (ou l’absence) d’une vie primitive présente ou passée sur Mars et sur certains satellites du Système solaire. Enfin, peut-être un jour, entrerons-nous en communication avec des civilisations évoluées sur des planètes lointaines… Faire le point sur un sujet aussi mouvant est un défi. Mais il nous a paru utile de donner au moins les bases nécessaires pour la compréhension des travaux actuels sur les exoplanètes, qui sont si nombreux et si divers qu’il est aisé de s’y perdre. Nous avons cependant conscience que si nous avions attendu quelques années de plus pour écrire ce livre, il aurait sans doute été bien différent tant les découvertes surprenantes surviennent à un rythme effréné. Nous tenons à remercier Joanna Kubar, Michel Le Bellac et Michèle Leduc pour leur relecture attentive de cet ouvrage.

La révolution des exoplanètes

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La préhistoire des exoplanètes

Premières idées et spéculations L’idée qu’il puisse exister des planètes autour d’autres étoiles que le Soleil est loin d’être évidente ; elle a d’ailleurs mis longtemps à s’implanter. Il a d’abord fallu réaliser que les étoiles sont d’autres soleils, puis imaginer la présence de planètes autour des étoiles. Ensuite, il n’y avait qu’un pas, facile à franchir, pour penser que ces planètes pourraient porter des habitants. Nous ne serons pas surpris de constater que le premier qui ait eu de telles idées, ou du moins qui en ait laissé des traces écrites parvenues jusqu’à nous, ait été Épicure (ca. 342-270 av. J.-C.), un philosophe grec dont on connaît l’indépendance d’esprit. Il écrit, dans sa Lettre à Hérodote :

« L’Univers est infini… Il y a une infinité de mondes, dont les uns ressemblent à celui-ci, les autres ne lui ressemblent pas. »1 Dans son De Rerum Natura, Lucrèce  (ca. 94-54 av. J.-C.) précise la pensée d’Épicure. Il affirme que les atomes qui ont formé la Terre et les espèces vivantes n’ont pu manquer d’engendrer ailleurs des systèmes semblables. Donc,

« le ciel, la Terre, le Soleil, la Lune, la mer, tous les corps enfin, ne sont pas uniques, mais plutôt infinis en nombre. »2 Il n’était guère possible pour les chrétiens d’adopter des idées aussi dérangeantes, et on doit attendre la Renaissance pour que quelques esprits audacieux 1 2

Traduction de l’Abbé Batteux, 1758. Traduction de Nisart, 1868.

y reviennent. Assez curieusement, un des premiers dont on ait la trace est un cardinal fort influent, Nicolas de Cuze (ou de Cues, 1401-1464). Dans son ouvrage De docte ignorantia de 1440, où il manifeste son scepticisme vis-à-vis du savoir doctrinaire, il écrit que l’Univers est une sphère infinie dont le centre est partout et la circonférence nulle part : la Terre n’a aucune raison d’en être le centre et, comme tous les astres, ne peut pas être immobile, ce qui influencera Copernic. Giordano Bruno (1548-1600) va beaucoup plus loin en écrivant son Banquet des Cendres, publié en 1584. Copernicien convaincu, il pense que les planètes tournent autour du Soleil, et même que d’autres doivent entourer les étoiles, qu’il considère comme autant de soleils ; elles pourraient même avoir des habitants. Malgré le triste sort de Giordano Bruno, condamné au bûcher en 1600 pour ses idées hérétiques, bien des auteurs vont spéculer à sa suite. Johannes Kepler (1571-1630) écrit entre 1620 et 1630 le Somnium, qui sera publié en 1634, après sa mort, sous le titre de Somnium, seu opus posthumum de astronomia lunari (Le  Songe, opus posthume sur l’astronomie lunaire). C’est un ouvrage de science-fiction avant la lettre, où il envisage une vie sur la Lune, qui doit être très différente de la vie terrestre car les conditions ne sont pas les mêmes. C’est le premier d’un ensemble de livres du même genre : en Angleterre, le fondateur de la Royal Society, John Wilkins (1614-1672), publie dès 1638 The Discovery of a World in the Moone (La découverte d’un monde dans la Lune), et la même année paraît l’ouvrage posthume de l’évêque Francis Goldwin (1562-1633), The Man in the Moone (L’homme dans la Lune). En France, on trouve entre autres l’Histoire comique des Estats et Empires de la Lune, et l’Histoire comique des Estats et Empires du Soleil de Savinien de Cyrano de Bergerac (1619-1655), publiés de façon posthume en 1657 et 1662 respectivement, et beaucoup plus tard le Micromegas de Voltaire (1694-1778), qui date de 1752 : ouvrages de pure imagination ou contes philosophiques. Ces livres se limitent au Système solaire. Mais, dans un registre plus large, René Descartes (1596-1650) construit pendant ce temps un nouveau système du monde, basé sur des tourbillons de matière subtile. Il est peut-être inspiré par Épicure, qui affirmait :

« Les mondes […] se sont formés de l’infini en se séparant par des tourbillons particuliers, les uns plus grands, les autres plus petits. Ils se détruisent, les uns plus tôt, les autres plus tard, les uns par une cause, les autres par une autre. »3

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Traduction de l’Abbé Batteux, 1758.

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Chapitre 1.   La préhistoire des exoplanètes

Pour Descartes, un de ces tourbillons est centré sur le Soleil et entraîne les planètes, d’autres entourent les étoiles et font mouvoir leurs propres systèmes planétaires (Fig. 1.1). Des tourbillons secondaires poussent les satellites de Jupiter et de Saturne. Les théories de Descartes vont avoir une grande influence aux Pays-Bas pendant quelques dizaines d’années, et plus longtemps en France, jusqu’à ce qu’elles soient détrônées par la gravitation universelle de Newton et ses conséquences sur le mouvement des planètes.

 Figure 1.1.   Pour Descartes, les systèmes planétaires naissent dans des tourbillons. Descartes n’avait décrit que la formation du Système solaire, mais il est clair en le lisant qu’il pense que des systèmes planétaires ont été formés autour des autres étoiles. Ses successeurs, comme Nicolas Bion (1652-1733) auquel nous empruntons cette gravure, les ont représentés de façon explicite. © Bibliothèque de l’Observatoire de Paris.

Bernard le Bovier de Fontenelle (1657-1757), un savant respectable à la longévité exceptionnelle, qui sera longtemps secrétaire de l’Académie des sciences, est un cartésien convaincu et le reste jusqu’à sa mort puisqu’il publie encore en 1752, une Théorie des tourbillons cartésiens avec des réflexions sur l’attraction. Fontenelle connaît certainement le livre de Wilkins, qui a été traduit en français en 1656. Il publie en 1686 ses Entretiens sur la pluralité des mondes, qui seront souvent réédités. C’est un excellent vulgarisateur. Pour attirer l’attention du lecteur, il écrit dans l’introduction :

« …comment est fait le Monde que l’on habite, s’il y a d’autres Mondes qui lui soyent semblables, et qui soyent habitez aussi bien que luy. » La révolution des exoplanètes

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Fontenelle imagine ce que pourraient être les habitants de la Lune, de Mercure et de Vénus, qu’il suppose différents des hommes pour ne pas heurter les théologiens. Bizarrement, il ne s’intéresse pas à Mars qui ne lui paraît pas habitable. En revanche, les satellites de Jupiter et de Saturne lui paraissent dignes d’être habités, et pourraient être des «  colonies  » de leur planète respective. Enfin, comme Giordano Bruno et Descartes, il propose :

« Les Etoiles Fixes sont autant de Soleils, nostre Soleil est le centre d’un Tourbillon qui tourne autour de luy, pourquoy chaque Etoile Fixe ne sera t-elle pas aussi le centre d’un Tourbillon qui aura un mouvement autour d’elle ? Nostre Soleil a des Planetes qu’il éclaire, pourquoy chaque Etoile Fixe n’en aura t-elle pas aussi qu’elle éclairera. » À la suite de Bruno et de Fontenelle, Christiaan Huygens (1629-1695) est prêt à admettre la présence d’êtres vivants sur d’autres planètes que la Terre. En 1690, il commence un ouvrage important, le Cosmotheoros, qui ne sera publié qu’en 1698, peu après sa mort. Écrit dans un souci affirmé de vulgarisation, ce livre est néanmoins en latin, et donc destiné à un public cultivé. Une de ses traductions en français, parue en 1724, précise qu’il s’agit d’un ouvrage « dans le goût de celui de M. de Fontenelle sur le même sujet, mais où on établit, par des raisons philosophiques, et par des conjectures tout-à-fait vraisemblables, ce qu’il n’a proposé que comme un simple jeu d’esprit. » Il est clair que le problème de la pluralité des mondes est maintenant considéré de façon on ne peut plus sérieuse. Mais il n’est pour l’instant que le fruit d’une imagination débordante, qui supplée au manque de connaissances sur les possibilités de vie dans l’Univers. Et c’est cela qui intéresse vraiment le public ! Après les projections fantastiques de Kepler, de Fontenelle et de Huygens, le sujet de la pluralité des mondes habités n’avance guère, et pour cause : aucune observation nouvelle ne vient alimenter le sujet. William Herschel (1738-1822) spécule en 1795 sur l’habitabilité du Soleil, mais il reste isolé. D’ailleurs, l’heure est maintenant au rationalisme et le problème de l’existence d’autres planètes et de leurs habitants est en sommeil. Comme il est visiblement difficile de démontrer cette existence, les tentatives faites pour la détecter sont quelque peu méprisées par les astronomes professionnels. Les essais de Camille Flammarion (1842-1925) pour faire revivre le sujet, dont le premier est La pluralité des mondes habités de 1862, s’ils passionnent le public, sont mal considérés par les astronomes. Ceci n’empêche pas les spéculations de continuer, qui culminent avec la fameuse formule proposée en 1960 par Frank D. Drake pour exprimer la probabilité d’existence de vie sur d’autres planètes (nous en reparlerons au chapitre 12), puis avec la série télévisée américaine Star Trek de 1966, la première à faire intervenir des planètes en dehors du Système solaire.

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Chapitre 1.   La préhistoire des exoplanètes

L’évolution des idées sur la formation du Système solaire Si Descartes est l’un des premiers à tenter de construire une théorie cohérente de la formation du Soleil et de son cortège de planètes, sa cosmogonie ne repose sur aucune base physique raisonnable, ce que Newton n’a pas manqué de remarquer. Elle a pourtant le mérite de concevoir que l’Univers puisse être en évolution, une idée remarquablement moderne pour l’époque bien qu’Épicure en ait été le précurseur : elle préfigure les modèles cosmogoniques évolutionnistes à venir. On peut lui opposer les cosmogonies catastrophistes comme celle de Buffon (1707-1788). Pour lui, le Soleil et les comètes préexistent aux planètes, qui naissent ensemble d’une catastrophe : la rencontre d’une comète avec le Soleil. Puis tout se stabilise. Les modèles évolutionnistes et les modèles catastrophistes, qui existaient d’ailleurs avant Buffon, s’affronteront longtemps sur la base d’arguments généralement plus idéologiques que scientifiques. Le philosophe Emmanuel Kant (1724-1804) adopte, quant à lui, une attitude qui rappelle celle de Descartes, mais il bénéficie des progrès de la physique. Dans son Allgemeine Naturgeschichte und Theorie der Himmels (Histoire universelle de la nature et théorie du ciel) de 1755, il propose que toute la matière qui forme le Système solaire se trouvait à l’origine sous la forme d’une grande masse nébulaire ; elle se serait contractée en un disque plat en rotation sous l’effet de sa propre gravité, puis distribuée entre le Soleil et les planètes, qui sont nées d’inhomogénéités dans le disque. L’idée de la rotation du disque provient bien sûr du fait que toutes les planètes tournent dans le même sens sur des orbites situées à peu près dans le même plan, et il faut pour cela que le nuage primordial ait été lui-même en rotation. Pierre-Simon Laplace (1749-1813) a des idées semblables à celles de Kant (a-t-il connu ces dernières ?). Il les expose et les perfectionne dans les éditions successives de son Exposition du système du monde. Il intègre dans sa description du Système solaire, les «  petites planètes  », aujourd’hui plutôt appelées astéroïdes, dont la première, Cérès, a été découverte le 1er  janvier 1801 par Giuseppe Piazzi (1746-1826). Elles comblent un vide dans la distribution des distances des planètes au Soleil, ce qui paraît à Laplace une confirmation de l’idée qui domine son œuvre : la disposition actuelle du Système solaire résulte de son origine, et ne doit rien au hasard. Contrairement à Kant, Laplace connaît les observations de William Herschel (1738-1822), lequel a observé et dessiné de nombreuses nébulosités plus ou moins elliptiques entourant chacune une étoile, qu’il nomme nébuleuses planétaires (Fig. 1.2). Herschel et Laplace pensent qu’il s’agit du reste de la nébuleuse primitive qui vient de former l’étoile centrale, mais pas encore les planètes. Ils se trompent, car nous savons aujourd’hui que la grande majorité de ces objets sont le produit d’une étoile en fin de vie qui

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a éjecté une partie de sa matière sous la forme d’un gaz, qu’elle illumine. On a cependant gardé pour eux le terme de nébuleuses planétaires.

 Figure 1.2.  Quelques nébuleuses planétaires dessinées par Herschel, avec leur étoile centrale. © Bibliothèque de l’Observatoire de Paris.

L’« hypothèse nébulaire » de Kant et de Laplace va dominer sans partage tout le XIXe siècle et est toujours d’actualité sous des formes quelque peu modifiées. Elle présente cependant une importante difficulté, qui semble avoir été mise en évidence pour la première fois en 1861 par Jacques Babinet (1794-1872) : comment se fait-il que le Soleil tourne si lentement sur lui-même, en un peu plus de vingt-cinq jours, alors que les planètes ont un moment cinétique de rotation bien plus grand  dans leur révolution  autour du Soleil  ? Il est nécessaire que le moment de rotation du proto-Soleil ait été évacué d’une manière quelconque. Ce n’est qu’au cours des années 1980 que le problème a été résolu, d’une façon d’ailleurs inattendue : nous en reparlerons au chapitre 6. En attendant, ce problème amène à un renouveau temporaire des théories catastrophiques  : l’astronome Forest Ray Moulton (1872-1952) et le géologue Thomas Chamberlain (1843-1928) estiment, en 1906, que la vitesse de révolution élevée des planètes autour du Soleil implique que les planètes sont faites de matière solaire arrachée par l’attraction d’une autre étoile passant à proximité,

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Chapitre 1.   La préhistoire des exoplanètes

laquelle aurait communiqué à cette matière la vitesse observée. Cette idée connaît un grand succès auprès de scientifiques célèbres. Cependant, si elle est vraie, les systèmes planétaires comme le nôtre doivent être extrêmement rares puisque le passage d’une étoile très près d’une autre ne peut être qu’exceptionnel, au vu des immenses distances qui séparent les étoiles. Or nous savons aujourd’hui que les systèmes planétaires sont très fréquents. Sans attendre cette constatation, la nouvelle théorie catastrophique va s’effondrer lorsqu’on la soumet à des analyses fines, notamment à celle de Lyman Spitzer (1914-1997) en 1939 : on va donc revenir à Laplace et même temporairement, sous une forme bien modifiée, aux tourbillons de Descartes. Ces tourbillons sont en effet réintroduits par plusieurs astronomes de renom, particulièrement en 1944 par l’astronome allemand Carl Friedrich von Weiszäcker (1912-2007). Celui-ci imagine que dans le disque protoplanétaire s’établissent des tourbillons, dont le système rappelle des roulements à billes concentriques. Les planètes ne se formeraient pas au sein des tourbillons comme dans le modèle de Descartes, mais dans les espaces qui les séparent. Cette théorie ne va pas résister longtemps à la critique : en 1948, son auteur luimême reconnaît qu’elle doit être abandonnée. On en revient donc une fois de plus à Kant et à Laplace. Dans les années 1960, deux modèles s’affrontent. Dans l’un, dû principalement au canadien Alastair G.W. Cameron (1925-2005), le disque protoplanétaire qui entourait le Soleil naissant était censé avoir une masse comparable à celle du Soleil. Les planètes se seraient formées directement dans ce disque par instabilité gravitationnelle. Une grande fraction de ce qui subsisterait du disque aurait été balayée par le vent intense de particules ionisées issu du Soleil en formation, tandis que le reste aurait été capturé par le Soleil. Dans l’autre modèle, dû au russe Viktor Safronov (1917-1999), la masse du disque n’aurait été que le centième de celle du proto-Soleil. Le disque se serait refroidi, la poussière qu’il contenait se serait accumulée dans le plan médian, puis agglomérée par le jeu de forces moléculaires en petits corps de taille kilométrique, les planétésimaux ; grâce aux attractions gravitationnelles mutuelles, les planétésimaux auraient fusionné en objets plus massifs, les planétoïdes : tous ces objets tournant ensemble dans le disque, leurs vitesses relatives étaient suffisamment faibles pour permettre leur adhésion lors de leurs rencontres. Plus tard, les fragments les plus massifs ont pu croître en capturant par gravité la matière environnante. À grande distance du Soleil, bien au-delà de l’orbite de la future Terre, la température était suffisamment basse pour que la plupart des éléments chimiques en dehors de l’hydrogène et de l’hélium (oxygène, carbone, azote...) soient sous forme de glaces recouvrant les grains de poussière, puis inclus dans les planétésimaux et les planétoïdes. De gros noyaux

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de roches et de glaces ont pu se former, capables ensuite de capturer par gravité le gaz environnant composé d’hydrogène et d’hélium : les planètes géantes étaient nées. Plus près du Soleil, en revanche, les seuls éléments solides étaient les plus lourds (silicates, métaux...), relativement peu abondants. La matière disponible n’a permis que la formation d’objets peu massifs : les planètes telluriques, Mercure, Vénus, la Terre et Mars, qui sont rocheuses. Un diagnostic à l’appui de ce scénario nous est fourni par les mesures d’abondances des éléments chimiques dans les planètes géantes  ; ceux-ci présentent, vis-à-vis de l’hydrogène, un enrichissement par rapport aux valeurs mesurées dans le milieu interstellaire. Cet enrichissement augmente de Jupiter à Neptune, en accord avec l’augmentation du rapport entre la masse du noyau initial de glace et d’éléments lourds à celle de l’enveloppe dominée par l’hydrogène. Ceci conforte le modèle de Safronov, qui est celui qui a été adopté tel quel jusqu’au début des années 2000 ; mais nous verrons plus loin que les choses sont beaucoup plus complexes, puisque les planètes ne sont pas aujourd’hui à la distance du Soleil où elles se sont formées.

La découverte des disques protoplanétaires Dans notre Système solaire, il ne reste plus grand chose du disque protoplanétaire, dont une partie a servi à former les planètes ; une autre partie a été capturée par le proto-Soleil ou éjectée, comme l’a proposé Cameron. Quelques éléments primitifs subsistent sous la forme d’astéroïdes, ainsi que d’astres glacés comme Pluton et de noyaux cométaires qui se trouvent au-delà de l’orbite de Neptune. D’autres noyaux cométaires ont été expulsés dans un réservoir beaucoup plus éloigné. Mais si le Système solaire n’est pas un cas isolé, on devrait pouvoir observer des disques protoplanétaires autour d’autres étoiles en train de se former ou qui se sont formées récemment. En fait, les premières détections de tels disques ont été fortuites, et dues au satellite d’astronomie infrarouge IRAS (InfraRed Astronomical Satellite), un projet conjoint des États-Unis, des Pays-Bas et du Royaume-Uni. IRAS avait pour objectif de détecter et cartographier l’émission des grains de poussière interstellaire. À cause de leur température basse, quelques dizaines de degrés au dessus du zéro absolu, ceux-ci rayonnent essentiellement dans l’infrarouge. IRAS détecte aisément pour la première fois, en 1983-84, le rayonnement thermique des poussières interstellaires et interplanétaires. Mais on découvre aussi, avec surprise, que plusieurs étoiles qui ont largement dépassé le stade de la formation de planètes rayonnent dans l’infrarouge : par exemple, l’étoile Véga (a Lyrae) est beaucoup plus brillante dans l’infrarouge

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que ce que l’on attendrait, comme le sont 11 autres étoiles proches. Bien que la résolution angulaire du télescope du satellite soit insuffisante pour mesurer les dimensions de la zone émettrice, il apparaît qu’il s’agit de l’émission de poussières localisées à quelques dizaines d’unités astronomiques4 de l’étoile. Il ne peut pas s’agir d’un disque protoplanétaire lui-même, puisque l’étoile est déjà bien formée, mais d’un disque de débris qui subsiste après la formation de planètes. Un an plus tard, un autre disque est découvert, cette fois à partir d’observations au sol, autour d’une étoile plus jeune, b Pictoris. C’est encore un disque de débris (nous verrons plus loin que l’une des planètes qui gravitent autour de cette étoile a été vue directement). En 1986-87, un disque est découvert autour de l’étoile très jeune HL Tauri grâce à des observations au sol avec des radiotélescopes dans le domaine des ondes millimétriques. Ce disque contient du gaz puisque c’est une raie d’émission de la molécule de monoxyde de carbone CO que l’on a observée : il s’agit cette fois d’un vrai disque protoplanétaire. Les découvertes de disques autour des étoiles jeunes vont alors se multiplier, en particulier grâce aux observations en ondes millimétriques réalisées depuis le sol, de celles du Télescope Spatial Hubble en lumière visible et des observations dans l’infrarouge par les satellites astronomiques ISO de l’Agence spatiale européenne et Spitzer de la NASA. Il apparaît, aujourd’hui, qu’au moins la moitié des étoiles jeunes présentent un excès d’émission infrarouge trahissant la présence d’un disque. Quelques-uns de ces disques sont maintenant observés avec un grand luxe de détails, comme nous le verrons plus loin.

Les premières tentatives de détection d’exoplanètes Les exoplanètes elles-mêmes sont beaucoup plus difficiles à découvrir que les disques. On ne s’étonnera donc pas que le XIXe  siècle et la première moitié du XXe soient parsemés d’annonces de découvertes d’exoplanètes qui se sont toutes révélées fausses, ce qui n’a pas encouragé la plupart des astronomes à s’occuper de la question.

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L’unité astronomique (u.a.) est la distance moyenne de la Terre au Soleil, soit 150 millions de kilomètres.

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 Figure 1.3.   La lunette de Fraunhofer à l’observatoire de Dorpat, aujourd’hui Tartu. Cet instrument, récemment restauré, est le prototype de toutes les lunettes astronomiques du XIXe siècle. Wikimedia commons, Theadusfoto 2015.

La première de ces fausses alertes concerne une planète qui tournerait autour d’une des composantes de l’étoile double 70 Ophiuchi. William Herschel avait annoncé en 1803 l’existence d’étoiles doubles orbitant l’une autour de 10

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l’autre5,  et  ce sujet a vite suscité une activité importante de la part des astronomes. Ils ont maintenant à leur disposition d’excellentes lunettes dérivées de celle qui avait été construite en 1824 par Joseph von Fraunhofer (1787-1830) pour l’observatoire impérial russe de Dorpat (aujourd’hui Tartu, en Estonie, Fig.  1.3)6. On peut alors observer systématiquement la révolution des étoiles doubles suffisamment séparées, et on espère en déduire leurs masses si l’on parvient à en déterminer la distance. En 1855, les deux composantes de 70 Ophiuchi ont presque accompli une révolution complète l’une autour de l’autre depuis leur découverte par Herschel en 1779 (la période est de 93 ans), mais il semble difficile de représenter l’orbite par une ellipse. Y aurait-il un troisième corps ? C’est ce que prétend un astronome anglais qui dirige l’observatoire de Madras en Inde, le capitaine William S. Jacob (1813-1862). Il pense que l’accord entre une orbite elliptique et l’orbite observée peut être amélioré si l’on ajoute au système un corps tournant en 26 ans autour de la moins massive des deux étoiles. Bien que sa déduction se soit révélée fausse, Jacob a le mérite d’être le premier astronome à avoir tenté de découvrir une exoplanète. L’histoire de la planète de 70 Ophiuchi connaît ensuite de nombreux rebondissements. Quarante années plus tard, un astronome de Chicago, Thomas J.J. See (1866-1962), reprend les mesures et confirme l’existence d’un satellite de l’étoile la plus faible, mais il annonce une période de 36 ans et une orbite qui diffère de celle de Jacob. Cependant, un autre astronome américain, Forest E. Moulton (1872-1952), fait remarquer que le système de See serait gravitationnellement instable, et que d’ailleurs une bonne orbite elliptique a été obtenue sans qu’il y ait besoin d’un objet supplémentaire. See prend la mouche et envoie une lettre furieuse à l’Astronomical Journal où il avait publié sa soi-disant découverte en 1895. Le résultat est qu’il est désormais interdit de publication dans ce journal ; le reste de sa carrière en sera durablement affecté. L’histoire n’est pas finie  ! En 1943, deux autres astronomes, le Hollandais Dirk Reuyl (1906-1972) et le Suédois Erik Holmberg (1908-2000), publient dans l’Astrophysical Journal américain une nouvelle étude de 70 Ophiuchi, basée cette fois sur de nombreuses plaques photographiques qui sont censées donner des résultats plus précis que les observations visuelles de leurs prédécesseurs  ; ils  concluent à l’existence probable d’un objet d’environ 0,01 masse solaire (donc 10 fois la masse de Jupiter) dont la période de révolution serait de 17 ans, encore différente des périodes annoncées précédemment. Ce résultat va 5 6

Plus exactement orbitant autour de leur centre de gravité commun. En France, le terme de lunette désigne un instrument astronomique où l’objectif est une lentille, et celui de télescope un instrument où l’objectif est un miroir concave. La désignation anglaise est plus confuse : la lunette est appelée telescope ou refracting telescope ou refractor, et le télescope reflecting telescope, ou le plus souvent aujourd’hui telescope tout court.

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susciter des recherches sur d’autres étoiles : la même année et l’année suivante, l’astronome danois Kaj Aa. Strand (1907-2000), qui utilise la lunette de 61 cm de diamètre de l’Observatoire Sproul en Pennsylvanie, annonce la découverte de quatre nouveaux objets gravitant autour des étoiles z Aquarii, m Draconis, x Bootis et 61 Cygni ; il confirmera en 1957, son résultat sur cette dernière étoile. Un astronome hollandais, Peter van de Kamp (1901-1995), qui travaille au même endroit, annonce en 1944 la découverte de deux autres cas semblables, dont l’un avait d’ailleurs été suspecté par son cousin Dirk Reuyl (1906-1972) dès 1936. Enfin, van de Kamp s’acharne sur l’étoile de Barnard, qui avait été découverte en 1916 par l’astronome américain Edward E. Barnard (1857-1923) : c’est l’étoile la plus proche de nous après a  Centauri et sa voisine Proxima Centauri. De 1938 à 1975, pas moins de 4 079 photographies du champ de cette étoile ont été obtenues. Van de Kamp en déduit la présence de deux planètes gravitant autour de l’étoile, de masse un peu inférieure à celle de Jupiter. Voici qui aurait été du plus haut intérêt si les observations ultérieures n’avaient pas infirmé ce résultat. En réalité, aucun des résultats précédents n’a été confirmé, et aucune planète n’a encore été découverte par astrométrie, même aujourd’hui. L’examen des publications originales ne peut d’ailleurs que susciter le doute sur les affirmations de leurs auteurs : les détections annoncées sont dans tous les cas peu claires et aux limites des possibilités de l’instrument. Mais on comprend qu’après l’acharnement des astronomes de Sproul, lesquels avaient d’ailleurs entre eux des liens familiaux ou amicaux, ils n’aient pu renoncer à annoncer leurs prétendues découvertes qui leur avaient pris tant de temps, quitte à essuyer d’amères déconvenues et quelquefois les sarcasmes de leurs collègues. De fait, il était pratiquement impossible à l’époque de détecter des exoplanètes par l’astrométrie classique : leurs effets sont trop faibles. Il fallait essayer d’autres méthodes. Le premier à l’avoir vraiment compris est un astronome américain d’origine russe, Otto Struve (1897-1963). Struve est le quatrième d’une dynastie d’illustres astronomes, qui ont en particulier fondé et dirigé l’Observatoire de Poulkovo près de Saint-Pétersbourg ; il a émigré en 1920 aux États-Unis et n’est jamais retourné en Russie. Sa carrière fut brillante, mais surtout il avait une grande intuition comme le prouve les extraits suivants d’un article de 1952 (notre traduction) :

« Une des questions les plus brûlantes de l’astronomie concerne la fréquence des objets planétaires dans la Galaxie autour d’étoiles autres que le Soleil. […] Il pourrait exister beaucoup d’objets de ce type dans la Galaxie. Mais comment pourrons-nous les détecter ? La méthode de photographie directe utilisée par Strand est bien entendu excellente pour 12

Chapitre 1.   La préhistoire des exoplanètes

des systèmes binaires proches, mais elle est très limitée7. Il semble qu’il n’y ait à présent aucune possibilité pour découvrir des objets ayant la masse et la taille de Jupiter  ; et même, nous n’avons pas beaucoup d’espoir de découvrir des objets dix fois plus massifs que Jupiter, s’ils sont à des distances d’une ou plusieurs unités astronomiques de l’étoile centrale. Mais il semble qu’il n’y ait aucune raison pour laquelle les planètes hypothétiques ne puissent pas, dans certains cas, être beaucoup plus proches de leur étoile que dans le Système solaire. Il serait intéressant de voir si de tels objets existent. Nous savons que des compagnons stellaires peuvent se trouver à des distances très petites (de l’étoile). Il n’est pas déraisonnable de penser qu’une planète puisse exister à une distance de 1/50 unité astronomique, soit trois millions de kilomètres. Sa période autour d’une étoile de masse solaire serait alors d’environ un jour. […] Notre planète hypothétique aurait une vitesse d’environ 200 km/s. Si sa masse était égale à celle de Jupiter, elle causerait une oscillation de la vitesse radiale de l’étoile centrale de ± 0,2 km/s, une quantité juste détectable avec les spectrographes coudés les plus puissants en existence. Une planète dix fois plus massive que Jupiter serait très facile à détecter, car elle causerait des oscillations de la vitesse radiale de l’étoile de ± 2 km/s. […] Il y aurait aussi des éclipses (par la planète passant devant l’étoile). En supposant que la densité de la planète soit cinq fois celle de l’étoile (ce qui pourrait être optimiste pour une planète aussi grande), la surface éclipsée serait d’environ 1/50 de celle de l’étoile, et la diminution de la lumière exprimée en magnitudes serait de 0,02. Ceci aussi serait mesurable avec les méthodes photométriques modernes, bien que le test spectrographique soit probablement plus précis. » Ainsi Struve a-t-il parfaitement établi les techniques principales qui sont aujourd’hui utilisées pour détecter les planètes extrasolaires, techniques dont nous parlerons en détail plus loin. Mais il ne semble pas que ses propositions visionnaires aient beaucoup d’écho à son époque. Sans doute pense-t-on que les éventuels systèmes planétaires devaient forcément ressembler au Système solaire, auquel cas la détection serait impossible. Et puis, il semble que la méthode astrométrique n’a pas dit son dernier mot. Cependant, les techniques qui devraient permettre la détection se mettent progressivement en place, bien 7

Le fait que toutes les détections utilisant l’astrométrie, comme celles de Strand, ont été invalidées n’était pas encore connu à l’époque.

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qu’elles ne soient pas destinées aux exoplanètes : à la fin des années 1980, on s’intéresse surtout aux naines brunes, ces étoiles avortées de masse comprise entre 0,01 et 0,08 masses solaires environ, où les réactions nucléaires n’ont pas pu s’amorcer et qui sont donc en train de se refroidir très lentement. De fait, quelques naines brunes qui gravitent autour d’étoiles normales sont mises en évidence par la méthode des vitesses radiales. L’une d’elles, découverte en 1989 autour de l’étoile de type solaire HD 114762, a une masse égale ou supérieure à 11 fois celle de Jupiter, ce qui est à la limite entre les naines brunes et les planètes (nous verrons plus loin que cette limite est assez floue). La méthode s’est perfectionnée non seulement par l’utilisation de spectrographes classiques fixes, alimentés par fibre optique, ce qui améliore leur stabilité, mais encore de deux façons qui n’étaient pas prévues par Struve : par l’interposition dans un spectrographe à haute résolution d’une cuve contenant du fluorure d’hydrogène gazeux, qui donne des raies servant de référence de longueur d’onde superposées au spectre de l’étoile, et par l’utilisation simultanée des très nombreuses raies de l’étoile centrale (ce qui nécessite qu’elle soit suffisamment froide), que l’on corrèle avec celles d’un spectre standard. Nous y reviendrons au chapitre suivant. En parallèle, dans les années 1980, quelques efforts sont faits par la NASA pour concrétiser les méthodes de détection des exoplanètes (on n’utilisait pas encore ce mot). En 1988, la NASA réunit un groupe d’experts pour formuler des stratégies de détection et d’étude d’autres systèmes planétaires. Leur rapport dit TOPS (pour Towards Other Planetary Systems) est publié en 1992. Cependant, les choses vont se dérouler d’une façon imprévue, et les recommandations de ce rapport n’auront guère d’effet.

Bibliographie Struve, O. (1952) Proposal for a project of high-precision stellar radial velocity work, The Observatory 72, 199, accessible via http://cdsads.u-strasbg.fr/ abs/1952Obs....72..199S Burke, B.F., ed. (1992) TOPS, Toward Other Planetary Systems: A Report, accessible via internet.

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Chapitre 1.   La préhistoire des exoplanètes

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Les premières détections

Plaçons-nous au début des années 1990. Toujours pas d’exoplanète en vue, mais depuis quelques années, les observations avec le satellite infrarouge IRAS ont mis en évidence l’existence de disques protoplanétaires autour d’étoiles jeunes, ravivant le débat autour de la formation des étoiles et les éventuels systèmes planétaires. La recherche d’hypothétiques planètes autour d’autres étoiles n’a donc rien perdu de son intérêt, bien au contraire ; cependant, après les échecs des années précédentes, les astronomes ont compris que les méthodes astrométriques existantes n’offraient pas une sensibilité suffisante pour permettre leur détection. C’est alors que tout change, avec deux découvertes qui montrent non seulement que le Système solaire n’est pas unique, mais aussi que la variété des exoplanètes est bien plus grande que l’imagination des astronomes : en 1992, c’est la détection de deux exoplanètes autour d’une étoile en fin de vie, un pulsar, c’est-à-dire ce qui reste d’une étoile après qu’elle ait explosé en supernova ; puis en 1995, enfin, une exoplanète est découverte en orbite autour d’une étoile semblable au Soleil. C’est une planète géante, de masse au moins égale à la moitié de celle de Jupiter ; mais elle est incroyablement proche de son étoile, à 0,05 unités astronomiques, 100 fois plus près de l’étoile que Jupiter ne l’est du Soleil !

Une découverte inattendue : des planètes autour d’un pulsar ! Depuis les années 1970, les radioastronomes étudient le signal radio des pulsars. Ces étoiles (« pulsating stars ») en fin de vie sont en rotation très rapide et émettent de manière régulière, comme des phares, un signal radio dont la période est extrêmement stable. Les astronomes ont plusieurs raisons de

« chronométrer » le signal radio des pulsars, raisons qui vont de la détection d’éventuelles ondes gravitationnelles à l’étude de la nature de ces étoiles à neutrons. Si les pulsars sont accompagnés de planètes, leur présence devrait se traduire par des perturbations de ce signal. Après plusieurs fausses alertes, c’est en 1992 que l’astronome polonais Alexandre Wolszczan, utilisant le radiotélescope d’Arecibo à Porto Rico, annonce la découverte de deux exoplanètes autour du pulsar PSR B1257+12. Il s’agit d’un pulsar milliseconde, nommé ainsi en raison de sa période de rotation extrêmement courte : 0,0062 seconde. Les planètes qui l’entourent, d’environ quatre fois la masse de la Terre, orbitent à moins d’une unité astronomique. Une troisième planète plus petite, de masse comparable à celle de la Lune et plus proche de l’étoile, sera découverte un peu plus tard.

 Figure 2.1.   Les variations périodiques de la vitesse radiale du pulsar PSR B1257+12 pendant une année, déduites grâce à l’effet Doppler-Fizeau des variations de la période du pulsar, lequel s’éloigne ou se rapproche en raison de l’effet gravitationnel des planètes qui l’entourent. La courbe correspond aux perturbations induites par la présence de deux planètes, les points de mesure sont indiqués par des barres. Le raffinement de la mesure des variations de période du pulsar a permis de détecter non seulement la troisième planète, mais aussi le très petit effet sur cette période des perturbations mutuelles des deux premières, qui modifient quelque peu leur mouvement. On a pu ainsi déterminer leurs masses (4,3 et 3,9 masses terrestres, ce sont des « super-Terres ») et l’inclinaison i de leurs orbites sur le plan du ciel (environ 50°) : voir la figure 2.2. D’après Wolszczan, A. (2012) New Astronomy Reviews 56, 2.

La découverte de ces premières exoplanètes a fait grand bruit ! Elle a aussi surpris : en effet, on pense que les pulsars millisecondes résultent de l’évolution d’un couple serré formé d’une étoile normale et d’une étoile à neutrons, cette dernière étant issue de l’explosion d’une étoile en supernova. S’il y avait des planètes autour de cette étoile, il est peu probable qu’elles aient résisté à 16

Chapitre 2.   Les premières détections

l’explosion de la supernova. On imagine donc que l’étoile normale, en vieillissant, voit son enveloppe extérieure progressivement tomber en spiralant sur l’étoile à neutrons, dont la rotation sur elle-même va s’accélérer et qui va devenir un pulsar milliseconde. L’existence de planètes autour des pulsars millisecondes suggère la formation préalable d’un disque protoplanétaire, qui pourrait être un disque d’accrétion constitué de matière provenant de l’autre étoile, mais cette évolution reste mal comprise. Les exoplanètes autour de pulsars semblent donc peu courantes, encore que l’on en ait découvert une vingtaine à l’heure où nous écrivons. Quel que soit leur scénario de formation, elles ont peu de chance de ressembler aux planètes du Système solaire que nous connaissons. Il n’empêche, elles existent et leur découverte a constitué une étape majeure dans la recherche des planètes extrasolaires.

 Figure 2.2.   Le système planétaire du pulsar PSR B1257+12. Les caractéristiques des planètes a, b et c sont indiquées : masse en masses terrestres, demi-grand axe et période de révolution. Leurs orbites sont sensiblement dans le même plan, incliné d’environ 50° par rapport à la direction du pulsar vu de la Terre. Celle-ci se trouve balayée par le pinceau d’ondes radio issu du pulsar, dont l’axe de rotation est vraisemblablement perpendiculaire au plan des orbites des planètes, comme indiqué sur la figure. Si ceci est exact, le pinceau est émis à 50° de l’axe de rotation du pulsar. Adapté de Casoli, F. & Encrenaz, T. (2005) Planètes extrasolaires, Paris, Belin.

La révolution des exoplanètes

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1995 : La première planète autour d’une étoile comme la nôtre ! Pour enfin détecter des planètes autour d’étoiles comme le Soleil, au milieu de leur vie, les astronomes se sont tournés vers la vélocimétrie, une méthode qui a fait ses preuves pour étudier les étoiles doubles. De quoi s’agit-il ? Comme dans le cas de l’astrométrie, le principe est de détecter l’effet de la présence d’une planète sur le mouvement de l’étoile : une étoile accompagnée d’une ou plusieurs planètes voit son mouvement par rapport aux autres étoiles, ou par rapport à un observateur terrestre, perturbé de manière périodique. L’astrométrie essaie de mesurer ce mouvement sur la sphère céleste, par rapport aux étoiles voisines. La vélocimétrie, elle, mesure les variations de vitesse de l’étoile par rapport à l’observateur terrestre, par effet Doppler-Fizeau (encadré 1). Encadré 1. Détection d’une planète par effet Doppler (ou plus correctement effet DopplerFizeau)

Considérons une étoile accompagnée d’une planète. L’orbite de cette planète est une ellipse ; mais l’étoile elle-même décrit une (petite) ellipse dans l’espace par rapport au centre de gravité du système, qui est en général proche du centre de l’étoile (Fig. 2.3).

 Figure 2.3.   Schéma montrant le mouvement d’une étoile et de sa planète autour du centre de gravité du système. Le centre de l’étoile décrit une ellipse qui est l’image miroir de l’orbite planétaire, réduite par un facteur égal au rapport des masses. Le centre de gravité, fixe, est le foyer commun de ces ellipses. Schéma des auteurs.

Les méthodes astrométriques de détection des planètes essaient d’observer la projection de cette seconde ellipse dans le plan du ciel, qui est le plan perpendiculaire à l’axe étoile-observateur. Les méthodes vélocimétriques mesurent la variation de la vitesse de l’étoile le long de la ligne de visée étoile-observateur, en utilisant l’effet Doppler-Fizeau : de la même manière que le bruit d’une voiture qui s’approche

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Chapitre 2.   Les premières détections

de nous semble plus aigu et le bruit d’une voiture qui s’éloigne semble plus grave (c’est ainsi que fonctionnent les radars qui contrôlent la vitesse des voitures, ou l’échographie Doppler), les raies d’émission présentes dans le spectre de l’étoile sont décalées vers le rouge quand l’étoile s’éloigne de nous, et vers le bleu quand elle se rapproche de nous. Cette variation de longueur d’onde est égale à la variation de vitesse radiale de l’étoile divisée par la vitesse de la lumière. Cette technique s’appelle méthode des vitesses radiales, ou vélocimétrie.

 Figure 2.4.  L’effet Doppler-Fizeau. D’après Casoli, F. & Encrenaz, T. (2005) Planètes extrasolaires, Paris, Belin.

Dans la plupart des cas, l’orbite de la planète, donc celle de l’étoile, sont inclinées par rapport au plan du ciel, et les méthodes astrométrique et vélocimétrique sont complémentaires si on peut les utiliser toutes les deux. Il y a cependant des exceptions : si le système étoile-planète tourne dans le plan du ciel, son axe de rotation étant aligné avec la ligne de visée, l’astrométrie mesure un cercle ou une ellipse sur le ciel, mais la méthode de vélocimétrie ne mesure aucune variation de la composante radiale de la vitesse. Le cas contraire est celui où la Terre est dans le plan de l’orbite planétaire ; on observe alors des transits planétaires (la planète passant alternativement devant et derrière son étoile).

Astrométrie et vélocimétrie sont deux méthodes complémentaires pour détecter les perturbations périodiques du mouvement d’une étoile dues à la présence de planètes. Le grand avantage de la vélocimétrie est qu’elle permet, pour l’instant, une précision bien supérieure à l’astrométrie  : dès les années 1990, elle a permis de mesurer la vitesse radiale avec une précision d’une dizaine de mètres par seconde. Or, dans le cas du Système solaire, le mouvement du Jupiter induit une variation de vitesse de 12,5  m/s avec sa période

La révolution des exoplanètes

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de révolution autour du Soleil de 11,86  ans, si bien qu’il devient possible, si l’on a beaucoup de patience, de trouver un Jupiter autour d’une étoile proche. En revanche, détecter une Terre à 1 u.a. de son étoile, qui ne donnerait qu’une variation de vitesse de 9 cm/s était et reste encore impossible. Cependant, si la méthode est performante, elle exige des programmes à long terme, qui nécessitent beaucoup de temps d’observation et un spectromètre parfaitement stable à long terme : dans le cas de Jupiter, il faudrait observer pendant au moins une douzaine d’années ! Il s’agit donc de programmes de longue haleine dans lesquels plusieurs équipes s’engagent, recherchant de manière systématique à la fois des étoiles compagnons peu massives et des exoplanètes géantes. Les chercheurs qui mènent ces projets au début des années 1990 s’arment de patience, car, en l’absence d’autres informations, ils s’attendent à ce que ces planètes géantes, si elles existent, aient, comme les nôtres, des périodes de révolution d’une dizaine d’années, voire plus  ! Comme les programmes vont s’étendre plusieurs années et demandent donc de longues heures d’observation, ils utilisent des télescopes de classe moyenne dédiés à ces travaux, équipés de spectrographes très performants fonctionnant dans un large domaine du spectre de la lumière visible, capables d’enregistrer simultanément plusieurs centaines de raies spectrales. Ces spectrographes effectuent la corrélation du spectre observé avec un spectre standard pour mesurer le décalage spectral en profitant du gain de précision permis par l’observation simultanée de nombreuses raies. Ceci fonctionne d’autant mieux que l’étoile est plus froide, car son spectre comporte alors un nombre plus grand de raies. L’étalonnage en longueur d’onde est réalisé en Europe par la mesure simultanée du spectre du thorium. Aux États-Unis, on préfère superposer au spectre observé le spectre d’un gaz qui produit de nombreuses raies, iode ou fluorure d’hydrogène, afin de disposer d’un standard de longueur d’onde dans le spectre lui-même. Ces spectrographes, qui doivent avoir une grande stabilité pendant de nombreuses années, sont fixes, placés au sol dans des enceintes thermostatées, et la lumière leur parvient du télescope par une fibre optique. Quelle information les astronomes peuvent-ils déduire d’une telle observation  ? Supposons pour simplifier la planète en orbite circulaire autour de l’étoile. La courbe décrite par la vitesse radiale de l’étoile par rapport à nous est une sinusoïde dont la période est celle de la révolution de la planète autour de l’étoile. Pour observer une période de la sinusoïde sans ambiguïté, il faut donc observer au moins aussi longtemps que la période de révolution. On peut montrer que l’amplitude de variation de la vitesse radiale de l’étoile est proportionnelle à la masse de l’exoplanète, et inversement proportionnelle à la racine carrée de la distance de la planète à l’étoile (encadré 2) : l’effet est donc maximal pour une planète massive, ou en orbite proche de son étoile, ou les deux.

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Chapitre 2.   Les premières détections

Les astronomes qui s’engagent dans les programmes de vélocimétrie au début des années 1990 sont donc confrontés au problème suivant : ils peuvent théoriquement détecter les mouvements induits par une planète géante comparable à Jupiter mais cette détection risque de prendre une dizaine d’années ; la détection d’une planète de type terrestre ne prendrait qu’une année, mais le mouvement induit sur l’étoile par une telle planète est trop faible compte tenu des performances des spectrographes de l’époque. C’est ici que la chance va leur sourire. Alors qu’ils imaginaient les exoplanètes géantes éloignées de leur étoile, conformément à ce que l’on observe dans le Système solaire, les systèmes planétaires à découvrir sont fort différents : il existe de nombreuses exoplanètes géantes situées à proximité immédiate de leur étoile ! C’est ce fait totalement imprévu (sauf par Otto Struve dont on avait oublié la prédiction, voir le chapitre précédent) qui va permettre, en 1995, la première découverte d’une planète autour d’une étoile de type solaire.

 Figure 2.5.   La découverte de l’exoplanète autour de l’étoile 51 Peg, à partir de multiples observations mettant en évidence un signal périodique. La périodicité de la courbe correspond à la période de révolution de l’exoplanète autour de l’étoile. Noter l’échelle de la variation de vitesse radiale, bien plus grande que dans le cas du pulsar milliseconde (Fig. 2.1). D’après Mayor, M. & Queloz, D. (1995).

L’annonce officielle est faite à Florence le 6 octobre 1995, à l’occasion d’une conférence internationale de physique stellaire. Les auteurs sont Michel Mayor et Didier Queloz, de l’Observatoire de Genève. Depuis un an, ils ont collecté des mesures utilisant un spectromètre à haute résolution, ELODIE, installé sur le télescope de 193 cm de diamètre de l’Observatoire de Haute-Provence (Fig. 2.6). La première exoplanète détectée autour d’une étoile de type solaire, 51 Peg b8, 8

51 Peg b est la première exoplanète découverte autour de l’étoile 51 de la constellation Pegasus, l’étoile elle-même étant considérée comme 51 Peg a. Voir l’appendice 4 pour la façon de nommer les étoiles ainsi que les exoplanètes.

La révolution des exoplanètes

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a des caractéristiques très surprenantes : dotée d’une masse d’au moins la moitié de celle de Jupiter, elle tourne autour de son étoile sur une orbite quasicirculaire avec une période incroyablement courte, de seulement quatre jours… sa distance moyenne à l’étoile n’est donc que de 0,05 unités astronomiques ! La nouvelle fait l’effet d’une bombe. Tout d’abord, cette découverte confirme enfin ce qui n’était alors qu’une intuition ou une supposition  : le Système solaire n’est pas unique dans l’Univers. Mais, de plus, cette exoplanète – une exoplanète géante très proche de son étoile – est très différente des planètes de notre Système solaire ! Celui-ci, même s’il n’est pas unique, n’est donc pas un modèle universel et l’on verra rapidement que les « Jupiters chauds », comme 51 Peg b, sont relativement fréquents.

 Figure 2.6.   Le télescope de 1,93 m de l’Observatoire de Haute-Provence, qui a permis la détection de la première exoplanète autour d’une étoile de type solaire. © Observatoire de Haute-Provence.

Les implications de cette découverte sont très importantes. Rappelons que dans le scénario de formation couramment admis pour le Système solaire, les planètes géantes se forment loin de la proto-étoile parce que la température y est suffisamment basse pour permettre la formation de noyaux massifs, qui capturent ensuite par gravité le gaz environnant. Le mode de formation du nouveau système stellaire découvert doit donc différer de celui que nous connaissons. Comment l’expliquer ? Dès l’annonce de leur découverte, Michel Mayor et Didier Queloz proposent un scénario qu’ils développent dans leur 22

Chapitre 2.   Les premières détections

article publié le 23 novembre 1995, A Jupiter-mass companion to a solar-type star : la planète géante s’est sans doute formée loin de son étoile mais a pu ensuite migrer vers l’intérieur du système par suite de son interaction avec le disque protoplanétaire. Les bases de cette théorie, ensuite développée par de nombreux auteurs, sont largement acceptées aujourd’hui par la communauté scientifique. Nous en reparlerons au chapitre 7.910 Encadré 2. Masse et dimensions de l’orbite d’une exoplanète détectée par vélocimétrie.

Dans le cas général où l’orbite de l’exoplanète est inclinée de l’angle i sur le plan du ciel, l’amplitude de la variation de vitesse de l’étoile dans le cas d’une orbite circulaire s’écrit, en appelant M la masse de l’étoile et m celle de la planète, supposée très petite devant celle de l’étoile, T étant la période de révolution : Dv = (2pG)1/3 T–1/3 M–2/3 m sini, soit en unités numériques plus parlantes : Dv = 28,4 m/s (T/an)–1/3 (M/MSoleil)–2/3 (m sini)/MJupiter Cela signifie que si l’on observait une étoile de la même masse que le Soleil, accompagnée d’une planète de la masse de Jupiter, mais orbitant à la même distance que la Terre, on verrait une variation de vitesse de cette étoile avec une période d’un an, variation qui pourrait aller jusqu’à 28,4 m/s si l’inclinaison du système est favorable, c’est-à-dire s’il est vu par la tranche. Connaissant la période T, on peut obtenir la quantité m sini si l’on peut déterminer la masse de l’étoile, ce qui est en général possible à partir des caractéristiques de son spectre lumineux (son type spectral)9. Comme l’inclinaison de l’orbite n’est le plus souvent pas connue, on n’obtient ainsi qu’une limite inférieure de la masse de la planète. Il y a cependant une exception : si l’on observe des passages de la planète devant l’étoile (chapitre 3), l’observateur se trouve pratiquement dans le plan de l’orbite et i est très voisin de 90° : la masse de la planète est alors connue. Autre information importante que l’on peut déduire de la période de révolution de la planète et de la masse de l’étoile : le rayon a de l’orbite est donné par la troisième loi de Kepler : (a/u.a.)3 = (M/MSoleil) (T/an)2 Pour le cas plus général d’une orbite elliptique d’excentricité10 e, il faut remplacer m sini par m sini (1 – e2)–1/2. L’excentricité peut être déduite de la forme de la courbe qui donne la vitesse en fonction du temps (Fig. 2.7).

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Voir l’appendice 3. e d’une orbite elliptique est telle que la distance du centre à un des foyers de l’ellipse est ae, où a est le demi grand-axe de l’orbite.

10 L’excentricité

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 Figure 2.7.   Un exemple de courbe de vitesse pour une orbite très excentrique, donc une planète avec une orbite très elliptique autour de son étoile. La planète HD 3651 b a une période de révolution de 62,23 jours, une masse supérieure à 0,20 MJupiter, et son orbite a un demi grand-axe de 0,284 u.a. et une excentricité de 0,63. Pour une orbite circulaire, la courbe serait sinusoïdale (voir un exemple Fig. 2.5). D’après Fischer D.A. et al. (2003) Astrophysical Journal 590, 1081.

Très vite, la découverte est confirmée par des mesures indépendantes menées par d’autres équipes. La première est celle de Geoffrey Marcy, de l’University of California à Berkeley, et Paul Butler, de la Carnegie Institution of Washington, qui annoncent leurs résultats lors de la conférence annuelle de l’American Astronomical Society en décembre 1995. Dans la foulée, ils annoncent la détection possible d’un autre compagnon de 51 Pegasi, plus massif et plus éloigné, mais ils infirmeront ultérieurement ce résultat. Mais surtout, ils rapportent en juin 1996, la découverte de deux autres exoplanètes. Situées autour des étoiles 47 Ursa Majoris et 70 Virginis et dotées de masses au moins égales à 2,4 et 6,6 masses de Jupiter respectivement, ces planètes sont à des distances respectives moyennes de 0,43 et 2,1 u.a. de leur étoile. Voici deux nouvelles exoplanètes qui ne répondent pas aux critères de formation des planètes du Système solaire. Dans les mois qui suivent, les découvertes se multiplient ; dans la plupart des cas, les nouvelles exoplanètes sont très massives, et très proches de leur étoile.

Les succès de la vélocimétrie Jusqu’à la fin du XXe siècle, la vélocimétrie est la méthode qui s’impose pour l’exploration des exoplanètes. On a vu qu’il s’agit d’une méthode extrêmement puissante  : de la simple observation de la variation de vitesse de l’étoile, on peut déduire non seulement la présence d’une ou plusieurs planètes, mais aussi la masse de cette planète (plus exactement une limite inférieure), sa période 24

Chapitre 2.   Les premières détections

de révolution autour de l’étoile, la forme de son orbite, circulaire ou allongée. Une centaine d’exoplanètes sont ainsi détectées dans les cinq années suivant l’annonce de la première découverte, la plupart d’entre elles autour d’étoiles de type solaire. Plusieurs recherches systématiques sont mises en place, utilisant des spectrographes dédiés de plus en plus performants, notamment HIRES au télescope de dix mètres de diamètre Keck à Hawaii et HARPS au télescope de 3,60 mètres de l’ESO au Chili (Fig. 2.8), qui atteignent des précisions de mesure meilleures que 1 m/s.

 Figure 2.8.   Le spectrographe HARPS de l’Observatoire européen austral, alimenté par le télescope de 3,60 m de diamètre de La Silla (Chili). Il est enfermé dans une enceinte vide d’air, ici ouverte. On voit le grand réseau échelle qui disperse la lumière, en deux parties, dont les dimensions sont 200 × 800 mm. © Observatoire européen austral.

À partir de l’an 2000, une autre technique commence à faire ses preuves : la méthode des transits, qui permet de détecter une exoplanète qui passe devant son étoile par la petite diminution de lumière de celle-ci, qui peut être mesurée à chaque passage : elle est détaillée au chapitre 3. La vélocimétrie devient alors essentielle pour valider les candidats planètes fournis par les observations de transits : il faut en effet s’assurer que la diminution temporaire de la luminosité de l’étoile qu’ils produisent n’est pas due en fait à une fluctuation périodique de l’étoile elle-même. Suite au succès croissant de la technique des transits, d’abord depuis le sol puis dans l’espace avec les satellites CoRoT et surtout Kepler, des campagnes de validation par mesure de vitesses radiales se mettent ainsi en place. Parmi les quelque 3 600 exoplanètes découvertes jusqu’en mars 2017, environ 700 l’ont été par vélocimétrie  ; la majorité des autres ont été découvertes par transits et éventuellement confirmées par vélocimétrie. La révolution des exoplanètes

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L’amélioration des performances des instruments (la plupart d’entre eux sont maintenant des spectromètres sous vide refroidis à très basse température pour obtenir une stabilité maximale) permet aujourd’hui d’obtenir, en vitesse radiale, une précision de l’ordre de quelques dizaines de cm/s. Ainsi, la mesure des vitesses radiales permet d’atteindre des limites en masse de plus en plus proches de la masse terrestre (Fig.  2.9). Dans le futur, de nouveaux progrès sont attendus avec l’instrument ESPRESSO, dérivé de HARPS, qui sera très prochainement monté au Very Large Telescope de l’ESO, et dont la précision de mesure de la vitesse devrait être dix fois meilleure. Des instruments encore plus performants sont à l’étude pour équiper les futurs très grands télescopes, les ELTs (Extremely Large Telescopes) : l’E-ELT de 39 mètres de l’ESO à Cerro Armazones au Chili et les deux projets américains, le TMT (Thirty Meter Telescope) de 30 mètres à Hawaii et le GMT (Giant Magellan Telescope) de 21 mètres à Las Campanas au Chili.

 Figure 2.9.   Valeur minimale de la masse des exoplanètes découvertes par vélocimétrie, en fonction de leur année de découverte. L’échelle verticale est graduée en masses de Jupiter ; la masse de Jupiter étant 318 fois celle de la Terre, les plus petites planètes détectées par vélocimétrie ont des masses proches de celles de la Terre. D’après http://exoplanets.eu/.

La vélocimétrie a élargi son champ de recherche dans plusieurs directions. Tout d’abord, les cibles, qui étaient initialement des étoiles de type solaire, sont aujourd’hui d’autres types d’étoiles, en particulier les étoiles moins massives 26

Chapitre 2.   Les premières détections

(naines K et M) qui représentent une population bien plus nombreuse que les précédentes. Ces étoiles, moins chaudes que le Soleil, rayonnent l’essentiel de leur énergie dans l’infrarouge proche. Pour les étudier, il a donc fallu concevoir des spectrographes à haute résolution fonctionnant dans ce domaine de longueurs d’onde. De tels instruments fonctionnent déjà aux États-Unis, au Mont Wilson et au Mont Palomar ; l’instrument SPIRou sera installé au télescope Canada-FranceHawaii en 2017. L’intérêt d’étudier ces étoiles est qu’il est plus facile d’y découvrir de petites planètes, la variation de vitesse radiale induite par la présence d’une planète dépendant du rapport de la masse de la planète à celle de l’étoile (encadré 2) : il est donc plus facile de détecter une planète de quelques masses terrestres autour d’une petite étoile qu’autour d’une étoile de type solaire. Enfin, le perfectionnement de la technique de vélocimétrie a permis la découverte de systèmes planétaires comprenant plusieurs planètes. Lorsqu’un premier compagnon est détecté autour d’une étoile, il est possible d’extraire du signal observé la fonction périodique correspondant à son mouvement et de détecter, à partir de la courbe résiduelle, la présence d’un ou de plusieurs compagnons dans le système. La première découverte d’un système planétaire multiple par vélocimétrie a été faite par Paul Butler et ses collègues en 1999 autour de l’étoile u Andromedae (Fig.  2.10). Aujourd’hui, les observations montrent que près de 25 % de la totalité des systèmes planétaires détectés sont des systèmes multiples. Il est vraisemblable que ce nombre augmentera, à mesure que les campagnes portant sur des durées de plus en plus longues permettront de détecter des planètes de plus en plus éloignées de leur étoile, analogues à Saturne ou Uranus dans notre Système solaire.

 Figure 2.10.   La courbe de vitesse radiale de l’étoile u Andromedae, après soustraction de l’effet d’une planète très proche de l’étoile, qui produit un signal sinusoïdal de période 4,6171 jours, d’amplitude 75 m/s. Elle montre l’existence de deux autres planètes, dont la période de révolution est de 241 et 1267 jours respectivement. D’après Butler, R.P. et al. (1999).

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Bibliographie Mayor, M. & Queloz, D. (1995) A Jupiter-mass companion to a solar-type star, Nature 378, 355 Butler, R.P. et al. (1999) Evidence for multiple companions of u  Andromedae, Astrophysical Journal 526, 916, http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/1999ApJ...526..916B Wolszczan, A. (2012) Discovery of pulsar planets, New Astronomy Reviews 56, 2 Le site http://exoplanet.eu/ contient la liste des exoplanètes mise constamment à jour, avec des détails sur les exoplanètes et leurs étoiles-hôtes et des références bibliographiques très complètes.

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Chapitre 2.   Les premières détections

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La méthode des transits

Qu’est-ce qu’un transit planétaire ? À la veille du XXIe  siècle, les mesures de vitesses radiales pratiquées sur des étoiles proches, en majorité de type solaire, ont permis la détection d’une centaine d’exoplanètes, dont la plupart ont des masses comparables à celles de Jupiter. Cependant, comme nous l’avons vu, la méthode de vélocimétrie ne fournit qu’une limite inférieure de la masse de la planète, car l’angle sous lequel le système est observé est inconnu. Une autre méthode va permettre de lever cette ambigüité : c’est la méthode des transits. Le principe en est très simple : si une planète passe devant son étoile (à la manière de Vénus passant devant le disque solaire en 2004 et 2012), le flux global de l’étoile est légèrement diminué (Fig. 3.1). La diminution du flux dépend de la taille relative du disque planétaire par rapport au disque stellaire. Si un observateur extérieur au Système solaire observait un transit de Jupiter devant le Soleil, le diamètre de Jupiter étant environ le dixième du diamètre solaire, le flux solaire serait diminué du carré du rapport des diamètres, soit de 1 % environ. Dans le cas de la Terre, dont le diamètre est dix fois plus petit que celui de Jupiter, la diminution ne serait que de 0,01 %. Les techniques de photométrie stellaire permettent d’obtenir à partir des observatoires terrestres une précision de l’ordre de 0,1 %, ce qui rend possible la détection d’exoplanètes géantes par transit depuis la Terre. En revanche, la détection d’exoplanètes de type terrestre – les « exo-Terres » – n’est pas envisageable avec des télescopes terrestres, à moins que l’étoile ne soit bien plus petite que le Soleil : il faut réaliser l’observation depuis l’espace pour obtenir la stabilité des mesures nécessaire pour la précision photométrique requise. Deux missions spatiales, CoRoT puis Kepler, seront mises en œuvre avec cet objectif.

 Figure 3.1.   Schéma d’un transit planétaire. Lorsque la planète passe devant le disque de l’étoile, le flux de l’étoile est diminué selon un facteur égal au carré du rapport des rayons (RP/R*)2, RP étant le rayon de la planète et R* celui de l’étoile. Schéma des auteurs.

Pour observer un transit planétaire, il faut donc choisir une étoile et mesurer son flux de manière continue avec la plus grande précision possible. Depuis la Terre, la continuité des observations pose un problème pratique, liée à la rotation de la Terre sur elle-même ; on a donc intérêt à observer pendant l’hiver depuis un site à haute latitude (l’Antarctique par exemple), de façon à bénéficier de plusieurs mois d’observations sans interruption, ou bien à mobiliser un réseau de télescopes, ce qui permet de plus de minimiser les interruptions d’observation en cas de mauvais temps sur un site. Que peut nous apprendre l’observation d’un transit planétaire  ? Tout d’abord, la période de révolution de la planète autour de son étoile est donnée par l’écart temporel entre deux baisses successives du signal. Ensuite, la diminution relative du flux stellaire correspond à l’occultation présentée par la planète sur le disque stellaire, et est donc liée au rapport des rayons comme [1 – (RP/R*)2], RP étant le rayon de la planète et R* celui de l’étoile. Si l’on peut estimer le rayon de l’étoile, ce qui est possible si on connaît sa distance et sa luminosité, comme c’est généralement le cas, on en déduit immédiatement celui de la planète. De plus, on sait que l’angle d’inclinaison i de l’orbite par rapport au plan du ciel est très voisin de 90°, puisque la planète passe devant son étoile : donc si l’on mesure par ailleurs la variation de la vitesse radiale qui donne le produit m sini, on obtient non plus une limite inférieure de la masse de la planète, mais sa masse m elle-même. À partir de la masse et du rayon, la densité de la planète est connue, ce qui donne accès à ses caractéristiques physiques : gazeuse, glacée ou rocheuse. Cependant, nous verrons plus loin que la connaissance de la densité n’est pas toujours suffisante pour une caractérisation non ambiguë.

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Chapitre 3.   La méthode des transits

Bien sûr, une condition est nécessaire pour que le transit soit observable : il faut que la planète passe devant l’étoile, donc que le système soit observé sous une inclinaison proche de 90°. Ici intervient un élément très favorable : de nombreuses exoplanètes géantes sont proches de leur étoile, donc la probabilité de transit est bien supérieure à ce qu’elle serait pour un système analogue au Système solaire. Pour une exoplanète de la taille de Jupiter située à 0,05  u.a. d’une étoile de type solaire, la probabilité de transit est de l’ordre de 10 %. Il n’est donc pas surprenant qu’à la fin des années 1990, les astronomes aient entrepris des recherches systématiques de transit devant des étoiles que l’on espérait dotées de « Jupiter chauds ». C’est en 1999 qu’est annoncée, pour la première fois, l’observation du transit d’une exoplanète. Il s’agit de HD 209458  b, une exoplanète géante située à proximité immédiate d’une étoile proche de type solaire, donc brillante, ce qui en fait une cible rêvée pour les études de transit. Les observations ont été menées d’abord par Gregory Henry puis, indépendamment, par David Charbonneau et son équipe (Fig. 3.2). La courbe de transit montre une baisse de signal de 1,5 % pendant une durée de deux heures et demie. Ce premier résultat confirme que les transits d’exoplanètes géantes sont observables depuis la Terre. La figure 3.3 montre un exemple de transit multiple observé récemment depuis l’Observatoire européen austral.

 Figure 3.2.   Le transit de la planète HD 209458 b devant son étoile, observé depuis la Terre. Les mesures après le transit sont affectées par la basse altitude de l’étoile au dessus de l’horizon. Les courbes en trait interrompus correspondraient à un rayon 10 % plus grand ou plus petit que le rayon déterminé ici, ce qui montre la précision de la mesure. Le rayon de la planète, qui est située à 47 pc (143 années-lumière) de nous, est 1,27 ± 0,2 fois celui de Jupiter et sa masse 0,63 fois celle de Jupiter. Le transit se reproduit tous les 3,5 jours, ce qui correspond à la période de révolution de la planète, qui est un Jupiter chaud. D’après Charbonneau, D. et al. (2000).

La révolution des exoplanètes

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 Figure 3.3.   Transit de trois planètes observé avec le Very Large Telescope (VLT) de l’ESO devant l’étoile TRAPPIST-1. La position des trois planètes par rapport au disque stellaire est indiquée en bas pour trois instants distants de 0,02 jour (28,8 minutes). Voir l’appendice 2 pour les détails sur ce système qui comprend sept planètes de masse proche de celle de la Terre. D’après Gillon, M. et al. (2017) Nature, 542, 456.

Les campagnes d’observation menées depuis la Terre Dès lors, les recherches s’intensifient pour détecter directement de nouvelles exoplanètes par transit. Elles se mènent dans le cadre de campagnes systématiques utilisant des télescopes dédiés et des caméras très stables permettant d’obtenir la précision photométrique requise. Mais ces recherches doivent tenir compte d’une difficulté. Les baisses de flux observées dans les courbes photométriques des étoiles peuvent être dues à d’autres causes que la présence d’une exoplanète  : en particulier, les courbes de lumière des étoiles dites binaires à éclipse présentent des chutes périodiques de signal comparables à celles induite par un transit planétaire ; c’est ce que l’on appelle un « faux signal positif ». Quand une exoplanète candidate est suspectée, il faut alors observer son étoile par vélocimétrie pour confirmer la découverte, ce qui est de toutes façons nécessaire pour obtenir la masse de la planète. Après trois nouveaux transits observés à la fin de 2003, le nombre de transits détectés augmente peu à peu et atteint 27 en 2009. Ces découvertes ont été faites par des équipes de chercheurs regroupés autour d’un télescope et d’une instrumentation dédiés. Plusieurs sondages profonds ont été réalisés depuis le sol, parmi lesquels on peut citer HAT/HATnet (Hungarian Automatic Telescope, une soixantaine de détections en 2017), OGLE à Las Campanas au Chili (initialement 32

Chapitre 3.   La méthode des transits

orienté vers la détection de lentilles gravitationnelles ; une quarantaine de détections) et WASP/SuperWASP (Wide Angle Search for Planets, environ 140 détections en 2017). De nombreux autres programmes sont en cours ou en préparation, notamment celui du MMT (Multi-Mirror Telescope) en Arizona et SuperLupus à l’Observatoire de Siding Springs en Australie. Le continent antarctique est un site évidemment privilégié car il permet l’observation en continu des étoiles de l’hémisphère sud. Le projet A-STEP (Antarctic Search for TRansiting ExoPlanets) a été développé au Dôme C et est opérationnel depuis 2010. Il a permis de tester la qualité photométrique du site et de détecter plusieurs exoplanètes-candidates ; il a aussi mis en évidence les difficultés inhérentes à un site en région polaire. Depuis 2017, il se consacre à l’étude du système de b Pictoris. Au Dôme A, le point culminant de l’Antarctique, des équipes chinoises ont mis en service un ensemble de petits télescopes, CSTAR (Chinese Small Telescope ARray) pour étudier la variabilité stellaire. Dans la foulée, un projet plus ambitieux incluant trois télescopes de Schmidt de 50 cm, AST3 (Antarctic Survey Telescopes) a été mis en œuvre et est en cours de développement, mais lui aussi a souffert des conditions météorologiques liées au site. Enfin, les astronomes amateurs s’impliquent de plus en plus dans la recherche d’exoplanètes, soit dans les campagnes d’observation des transits depuis le sol, soit par l’analyse des données du satellite Kepler.

L’ère spatiale Les observations photométriques depuis la Terre, même en Antarctique, ont une précision nécessairement limitée par la scintillation due à la turbulence de l’atmosphère. Pour s’affranchir de ces limites, il est indispensable d’observer depuis l’espace. Il est alors possible d’obtenir à la fois des observations continues de longue durée et une stabilité photométrique atteignant une précision de 10–4 sur des durées de plusieurs semaines. La mission CoRoT

La première mission spatiale dédiée à l’observation des exoplanètes est CoRoT (Convection, Rotation et Transits planétaires), satellite français lancé par le CNES en coopération avec plusieurs partenaires, en majorité européens (Fig. 3.4). À l’origine du projet, dans les années 1990, le premier objectif de la mission était la sismologie stellaire au moyen de l’étude de la variabilité des étoiles. Au début du XXIe siècle, avec la découverte des premiers transits, il est apparu que la méthode de photométrie stellaire ultra-précise sur de longues durées était parfaitement adaptée à la détection des exoplanètes. La révolution des exoplanètes

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 Figure 3.4.   Le satellite CoRoT. © CNES.

Lancé en décembre 2006, CoRoT est doté d’un télescope d’un diamètre effectif de 30 cm et d’une matrice de CCD fonctionnant dans le domaine visible ; il a été placé sur une orbite polaire permettant l’observation alternative de deux régions du ciel pendant une durée de six mois pour chaque région. Environ 12  000 étoiles sont observées simultanément. Après sept ans d’opération en continu, la mission a été interrompue à la suite d’une panne probablement due à un bombardement de particules de haute énergie. En plus de résultats majeurs concernant la sismologie stellaire, la mission CoRoT a permis de détecter une trentaine d’exoplanètes en transit autour de leur étoile. Du fait de la durée d’observation en continu d’un même champ limitée à six mois et de la nécessité d’observer trois transits successifs pour valider la détection, toutes les exoplanètes détectées et confirmées se trouvent à proximité de leur étoile, à une distance inférieure à 0,3 u.a. Mais en dehors de cette caractéristique commune, elles présentent une extrême diversité en termes d’orbites, de diamètres, de masses et de densité. Ainsi, avec une masse de 5 masses terrestres et une période de révolution inférieure à la journée, CoRoT-7 b était, au moment de sa découverte en 2008, la plus petite exoplanète connue ; sa température de surface, côté jour, pourrait dépasser les 2 000 degrés. CoRoT-9 b, dont la masse est comparable à celle de Jupiter et la période de révolution de 95  jours, est, lorsqu’elle est découverte en 2010, la première exoplanète présentant une analogie avec notre Jupiter froid ; CoRoT-15 b, qui orbite en trois jours autour de son étoile avec une masse de plus de 60 fois celle de Jupiter, 34

Chapitre 3.   La méthode des transits

est extrêmement dense. Si le nombre d’exoplanètes détectées par CoRoT est modeste, l’échantillon des découvertes laisse déjà apparaître l’extraordinaire diversité des paramètres physiques et orbitaux de ces nouveaux objets. La mission Kepler

En mars 2009, la NASA lance à son tour une mission spatiale dédiée à la recherche d’exoplanètes par transit : le télescope spatial Kepler, de 0,95 m d’ouverture, placé sur une orbite héliocentrique, à l’arrière de la Terre (Fig. 3.5). Son champ de vue, nettement plus grand que celui de CoRoT, permet l’observation simultanée de 145 000 étoiles dans un champ fixe de la Voie lactée. En février 2011, le consortium en charge de l’exploitation des données de Kepler annonce la détection de 1 235 exoplanètes candidates. Dans la plupart des cas, les étoiles-hôtes sont trop faibles pour qu’une confirmation par vélocimétrie soit possible, mais des études statistiques sur les différentes classes d’exoplanètes peuvent déjà être faites. Autre résultat important  : la liste de Kepler comporte aussi de nombreux systèmes multiples, ainsi qu’une cinquantaine d’objets susceptibles de se trouver dans la « zone habitable » de leur étoile, cette région où l’eau pourrait être sous forme liquide (nous y reviendrons au chapitre  10). En décembre 2011, six exoplanètes sont trouvées autour d’une étoile de type solaire, Kepler-20. Kepler 20 e et Kepler-20 f ont une masse comparable à celle de la Terre ; les autres sont des super-Terres de 10 à 20 masses terrestres, de masse intermédiaire entre celle de la Terre et celle de Neptune. Il n’existe aucun exemple de ces super-Terres dans le Système solaire.

 Figure 3.5.   Le télescope spatial Kepler. © NASA.

La révolution des exoplanètes

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Pour la première fois, il apparaît que les exoplanètes de taille inférieure à celle de Neptune sont les plus nombreuses. Ce résultat, annoncé en 2011, se confirme au cours des années suivantes : en novembre 2013, la liste des exoplanètes candidates de Kepler compte environ 1 400 objets de la taille de Neptune, un millier de super-Terres, environ 700 exo-Terres et seulement 200 objets de la taille de Jupiter. Toujours en 2013, Kepler annonce la découverte de deux super-Terres dans la zone habitable d’une étoile de type solaire dotée de cinq planètes, Kepler-62. Comme CoRoT, Kepler a mis en évidence des systèmes d’une extrême variété, notamment des planètes en orbite autour d’un système stellaire double, soit à l’extérieur du système, soit en orbite autour de l’une des étoiles du couple. En avril 2017, 2 327 exoplanètes sur un total de 3 610 ont été découvertes par Kepler et ont reçu confirmation. La distribution de ces planètes selon leur volume (la moins biaisée des quantités pouvant conduire à une statistique est le rayon de la planète), amène d’importantes surprises : en gros 50 % sont des super-Terres dont le volume est compris entre trois et 30 fois celui de la Terre. Les planètes plus grosses ne constituent que 30 % du total, dont seulement 12 % ont un volume plus grand que notre Jupiter, alors que les premières découvertes laissaient à penser que ces grosses planètes étaient les plus fréquentes. La proportion de planètes telluriques de volume inférieur à trois fois celui de la Terre (30 %) est certainement très sous-estimée, car ce sont les plus difficiles à détecter. Il faut néanmoins garder à l’esprit que toutes ces planètes ont des périodes de révolution inférieures à quelques années, car il faut observer au moins trois transits pour être sûr du résultat : nous n’avons donc encore qu’une vue partielle du panorama des exoplanètes. Cette avalanche de résultats permet également de préciser la probabilité pour une étoile d’héberger au moins une planète. Il apparaît aujourd’hui que pour les étoiles de notre Galaxie, cette probabilité est supérieure à 50  %. On devrait en savoir plus après la mission spatiale GAIA, qui a des capacités photométriques importantes et devrait détecter des milliers d’exoplanètes par transit, en plus de celles, encore plus nombreuses, qui seront détectées par astrométrie. Pour certaines de ces exoplanètes, les transits ne sont pas tout à fait réguliers, ce qui implique la présence d’une autre planète perturbatrice. Sept nouvelles exoplanètes ont été découvertes par cette méthode, appelée TTV, pour l’anglais Transit Timing Variation.

Transits primaires et transits secondaires Dans la section qui précède, nous avons appelé « transit » le passage d’une exoplanète devant son étoile. C’est en effet la configuration optimale pour détecter

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Chapitre 3.   La méthode des transits

sa présence, car elle se traduit par une diminution du flux de l’étoile de l’ordre de 1 %, mesurable depuis la Terre, dans le cas des exoplanètes géantes. Cependant, un autre phénomène mérite aussi notre attention : c’est le passage de la planète derrière son étoile. Celui-ci se traduit aussi par une diminution du flux observé, d’une quantité égale au flux émis par la planète elle-même. Dans le premier cas (passage devant l’étoile), on parle de « transit primaire » ou d’occultation (de la lumière de l’étoile) ; dans le second cas (passage derrière l’étoile), on parle de « transit secondaire » ou d’éclipse. Considérons l’évolution de l’exoplanète le long de son orbite pendant une révolution entière (Fig.  3.6). Lorsqu’elle occulte son étoile (transit primaire), elle présente son côté nuit à l’observateur. Lorsqu’elle émerge et s’en éloigne vers son élongation maximale, elle présente un quartier éclairé qui augmente progressivement jusqu’à atteindre la moitié de son disque. Lorsqu’elle se rapproche à nouveau de son étoile pour passer derrière elle (transit secondaire), la partie éclairée augmente jusqu’à remplir le disque entier ; juste avant et après l’éclipse, l’exoplanète nous présente donc son côté jour. L’information que l’on peut extraire sur la nature de l’étoile est donc très différente dans les deux cas. Nous avons vu que le transit primaire nous renseigne sur le rapport des rayons de l’exoplanète et de son étoile ; dans le cas du transit secondaire, nous avons une mesure du rapport des flux émis dans le visible ou l’infrarouge par l’exoplanète et son étoile.

 Figure 3.6.  Courbe de phase d’une étoile dans le cas d’un transit primaire (11-14  h) puis d’un transit secondaire (35-40 h). Les variations progressives de la luminosité entre les transits sont dues au fait que l’on voit une fraction variable de la partie éclairée de la planète. Schéma des auteurs.

La révolution des exoplanètes

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L’histoire ne s’arrête pas là. Au début des années 2000, les astronomes se sont attachés à mesurer le flux intégré dans le domaine visible, d’abord en transit primaire avec l’objectif de détecter de nouvelles exoplanètes, puis en transit secondaire pour avoir une information supplémentaire sur la température de l’exoplanète. Quelques années plus tard, il est apparu que le spectre (c’est-à-dire la mesure du rayonnement en fonction de la longueur d’onde) de la différence de flux observée lors des transits primaire et secondaire pouvait apporter une information précieuse sur la nature de l’atmosphère de l’exoplanète. C’est ainsi qu’est né un domaine de recherche actuellement en plein essor : la spectroscopie des exoplanètes par transit. Spectroscopie en transmission (transit primaire)

Quand une exoplanète passe devant son étoile, elle occulte la lumière stellaire ; si elle a une atmosphère, la lumière de l’étoile traverse un anneau gazeux entourant la planète et le spectre de cette fraction de lumière (mesuré par différence des flux observés pendant le transit et hors du transit, juste avant ou juste après celui-ci) nous renseigne sur la nature de l’atmosphère. L’amplitude du signal dépend de la largeur de l’anneau correspondant à l’atmosphère de l’exoplanète. On peut montrer que cette largeur est proportionnelle à l’échelle de hauteur H de l’atmosphère, celle-ci étant définie comme l’altitude z à laquelle la pression atmosphérique P diminue d’un facteur e (P  =  P0  e–z/H). L’échelle de hauteur est proportionnelle à la température et inversement proportionnelle à la masse moléculaire moyenne du gaz ainsi qu’à la gravité de l’exoplanète. Les «  Jupiter chauds  », majoritairement constitués d’hydrogène de faible masse moléculaire, ont des atmosphères épaisses et sont les meilleurs candidats pour la spectroscopie en transmission. Notons aussi que l’anneau observé lors d’un transit primaire nous renseigne sur l’état de l’atmosphère au terminateur, c’est-à-dire à la frontière entre le jour et la nuit sur l’exoplanète. Ce fait est spécialement intéressant dans le cas des Jupiters chauds, car ces objets, très proches de leur étoile et le plus souvent en orbite circulaire, ont la particularité de présenter toujours la même face à leur étoile, comme le fait la Lune vis-à-vis de la Terre. Il doit s’ensuivre un très fort contraste de température entre les côtés jour et nuit, et il est difficile d’imaginer ce qui se passe au terminateur, la région qui est justement explorée lors d’un transit primaire. Pour un Jupiter chaud, l’amplitude du signal mesuré est de l’ordre de 10–4 pour les sources les plus brillantes. Pour mesurer un tel signal avec la précision suffisante, il est nécessaire d’aller dans l’espace. Les mesures de spectroscopie en transmission ont été rendues possibles par l’accès aux données spatiales venant de deux observatoires spatiaux, le Télescope Spatial Hubble (HST) et le satellite américain Spitzer. Les mesures ont été effectuées dans le domaine visible avec 38

Chapitre 3.   La méthode des transits

le HST mais aussi dans l’infrarouge proche et moyen, jusqu’à 20 micromètres avec Spitzer. Ni le HST ni Spitzer n’avaient été conçus pour des mesures d’une telle précision, et le développement d’algorithmes spécifiques a été nécessaire pour extraire l’infime signal venant de l’exoplanète des différentes sources de bruit. Les premiers résultats ont été obtenus pour deux exoplanètes géantes dont l’étoile est particulièrement brillante, HD 209458 b (nous l’avons déjà rencontrée, il s’agit de la première exoplanète observée par transit) et HD 189733 b (Fig. 3.7), une autre géante de masse 1,1 MJupiter et de période orbitale 2,2 jours. Dans le premier cas, on a détecté l’hydrogène atomique, indiquant la présence d’un fort échappement atmosphérique, le sodium Na puis plusieurs molécules (le méthane CH4, le dioxyde de carbone CO2, la vapeur d’eau H2O). Dans le second cas, on a mesuré la vapeur d’eau, le monoxyde de carbone CO et le méthane. Ces résultats sont présentés plus en détail dans le chapitre 8.

 Figure 3.7.  Mise en évidence de la vapeur d’eau et du méthane dans l’atmosphère du Jupiter chaud HD  189733  b par spectroscopie en transmission. Les triangles noirs avec barres d’erreur représentent les points de mesure. Les courbes représentent des modèles d’atmosphère contenant H2O (en bleu) et H2O + CH4 (en orange). D’après Swain, M.R. et al. (2008).

Spectroscopie en émission (transit secondaire)

La spectroscopie en émission est d’autant plus intéressante qu’elle est pratiquée dans l’infrarouge, car le signal mesuré nous renseigne sur la température de l’exoplanète. Le rapport mesuré FP/F* des flux de la planète FP et de l’étoile F* peut être La révolution des exoplanètes

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relié à la température TP de la planète et à celle T* de son étoile. Dans le domaine visible et infrarouge proche, FP/F* est approximativement égal à (rP/r*)2(TP/T*)4, selon la loi de Stefan, rP et r* étant respectivement le rayon de la planète et celui de l’étoile ; dans l’infrarouge moyen (vers 20 micromètres et au-delà), le signal donne une mesure de (rP/r*)2(TP/T*) selon la loi de Rayleigh-Jeans. Dans le premier cas, le signal attendu pour un Jupiter chaud est de l’ordre de 10–5. Il est environ dix fois plus fort dans le second cas, car le contraste entre la température de la planète et celle de l’étoile augmente sensiblement avec les grandes longueurs d’onde. Un exemple de spectre en émission est présenté figure 3.8. Dans le domaine infrarouge, l’identification des constituants atmosphériques nécessite l’utilisation de modèles de transfert radiatif et la détermination simultanée du profil thermique de l’atmosphère qui joue un rôle prédominant dans la forme du spectre, dont les signatures moléculaires peuvent apparaître en émission ou en absorption selon le gradient de température de la région atmosphérique considérée. Les résultats obtenus par la spectroscopie en émission sont détaillés dans le chapitre 8.

 Figure 3.8.   Exemple de spectre en émission obtenu sur l’exoplanète HD 189733 b. Les courbes correspondent aux prédictions d’un modèle d’atmosphère, et les points avec barres d’erreur aux observations. Le cartouche est un agrandissement, en échelle linéaire de longueur d’onde, relatif aux données obtenues dans l’infrarouge proche avec le Télescope spatial Hubble. Les données dans l’infrarouge moyen proviennent du satellite Spitzer. D’après Tinetti, G. & Griffith, C. (2010), in Pathways Toward Habitable Planets, Coudé du Foresto, V., Gelino, D., Ribas, I., eds., ASP Conference Series, Vol. 430, 115.

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Chapitre 3.   La méthode des transits

Après le succès spectaculaire de la mission Kepler, la recherche d’exoplanètes par transit s’oriente vers des objets situés autour d’étoiles suffisamment brillantes pour permettre l’observation spectroscopique des transits planétaires. Viennent d’abord la mission américaine TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) prévue pour un lancement en 2017, puis en 2018 CHEOPS (CHaracterizing ExOPlanet Satellite), petite mission menée par l’ESA en partenariat avec la Suisse. Ensuite, viendront des missions plus ambitieuses permettant les observations spectroscopiques par transit. Le JWST (James Webb Space Telescope), successeur du HST, devrait apporter une contribution significative à cette recherche. Des projets de télescopes dédiés à la spectroscopie des exoplanètes par transit sont aussi à l’étude. En particulier le projet ARIEL (Atmospheric Remote-sensing Infrared Large Survey) est en compétition à l’ESA pour une sélection dans le cadre du programme Cosmic Vision. En cas de sélection, le lancement de la mission est prévu pour 2026. Ces projets sont présentés plus en détail au chapitre 11.

Les transits gravitationnels Parallèlement aux observations de vélocimétrie et de transit, une troisième méthode de détection des exoplanètes émerge dans la première décennie du XXIe siècle : l’observation des transits gravitationnels, ou microlentilles gravitationnelles. De quoi s’agit-il ? La technique repose sur une application de la théorie de la Relativité générale d’Einstein qui prédit la courbure des rayons lumineux lorsqu’ils passent à proximité d’un objet massif. Le champ de gravité de l’objet peut être comparé à une lentille qui courbe la trajectoire des rayons lumineux passant à proximité, d’où le nom de «  lentille gravitationnelle  » donné à ce phénomène. Si une étoile passe exactement devant une étoile plus lointaine, la lumière de cette dernière se trouve amplifiée le temps du passage, l’étoile qui joue le rôle de lentille faisant converger vers l’observateur les rayons lumineux issus de l’étoile lointaine. La première application de cette propriété a été la recherche systématique d’étoiles peu lumineuses de notre Galaxie, les fameuses naines brunes, susceptibles d’être responsables de la masse manquante, cette matière dont la présence est révélée par la dynamique de notre Galaxie mais qui échappe à la détection. Le programme nécessite un sondage systématique profond du ciel dans les régions les plus riches en étoiles. Depuis le début des années 1980, ces recherches ont conduit à la détection de très nombreux transits gravitationnels : mais il s’agissait toujours d’étoiles normales  : la recherche des naines brunes par transit gravitationnel s’est avérée négative. Ce ne sont donc pas les naines La révolution des exoplanètes

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brunes qui sont responsables de la masse manquante révélée par la dynamique de notre Galaxie. La recherche des exoplanètes par transit gravitationnel est dérivée de cette méthode. Si l’étoile qui joue le rôle de lentille se trouve dotée d’une exoplanète, le système se comporte comme une double lentille et la courbe de lumière de l’objet lointain présente, en plus de l’amplification due à l’étoile, un pic étroit caractéristique de la présence de l’exoplanète (Fig.  3.9). Ce phénomène a été observé pour la première fois en 2004 autour d’une étoile située à 5 000 parsecs, permettant l’identification d’une exoplanète de masse égale à 1,5 fois celle de Jupiter, située à 3 u.a. de son étoile. Un an plus tard, un autre objet est découvert par la même technique ; des observations ultérieures de l’étoile-lentille par le HST ont conduit à préciser les caractéristiques de l’exoplanète, dotée d’une masse de 4 MJupiter, à une distance projetée de 3,6 u.a. de son étoile. En 2006, nouvelle surprise : cette fois, une équipe française annonce la découverte d’une exoplanète de seulement 5,5 masses terrestres, située à 2,6 u.a. de son étoile ; c’est la plus petite exoplanète connue à l’époque. Les découvertes se poursuivent dans les années qui suivent.

 Figure 3.9.   Schéma de principe de la détection d’une exoplanète par amplification gravitationnelle. En haut, déflexion des rayons lumineux lorsque l’étoile lentille est exactement alignée avec l’étoile source (la déflexion par la planète n’est pas représentée). En bas, courbe de lumière de l’étoile-lentille montrant le pic associé à la présence d’une exoplanète, lorsque l’ensemble étoile-planète se déplace vers le bas par rapport à l’étoile source.

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Chapitre 3.   La méthode des transits

En 2017, une cinquantaine d’exoplanètes, dont deux systèmes multiples, ont été découvertes par la technique du transit gravitationnel. La plupart des objets ont été découverts par le programme OGLE dont nous avons déjà parlé au sujet des observations de transits planétaires. C’est en effet la même technique – le sondage photométrique profond d’un champ stellaire – qui est utilisée dans les deux cas ; la différence est que la présence d’une exoplanète se traduit par une absorption périodique dans le cas des transits planétaires, et par un pic secondaire de la courbe de lumière dans le cas d’un transit gravitationnel. Cette signature, en revanche, n’est pas répétitive car une fois l’étoile responsable de l’amplification passée devant la source d’arrière-plan, il n’y a pas de possibilité de ré-observer le phénomène ; c’est la principale limitation de la méthode des transits gravitationnels. En revanche, celle-ci a l’avantage d’être sensible à des objets de faible masse (comme l’a montré la détection de 2005), et de pouvoir détecter des exoplanètes situées à de grandes distances, de plusieurs milliers de parsecs. L’échantillonnage réalisé par la technique des transits gravitationnels est donc très différent – et parfaitement complémentaire – de ceux qui sont basés sur la vélocimétrie ou les transits planétaires. Dans l’avenir, l’exploration des exoplanètes par les transits gravitationnels devrait connaître une nouvelle dimension grâce au couplage de cet objectif avec l’observation des galaxies lointaines affectées gravitationnellement par des masses plus proches, comme des amas de galaxies. Les deux recherches nécessitent en effet la même instrumentation, pour un sondage photométrique profond d’un grand champ dans le visible et l’infrarouge. Deux projets spatiaux sont en préparation  : aux États-Unis, la mission WFIRST (Wide Field Infrared Survey Telescope), actuellement en phase d’étude, pourrait être lancée dans le milieu de la décennie 2020. Côté européen, la mission Euclid est en développement depuis 2011 par l’Agence spatiale européenne dans le cadre de son programme scientifique « Cosmic Vision » pour un lancement prévu en 2020.

Bibliographie Charbonneau, D. et al. (2000) Detection of planetary transits across a Sun-like star, Astrophysical Journal 529, L45, http://cdsads.u-strasbg.fr/ abs/2000ApJ...529L..45C Bond et al. (2004) OGLE 2003-BLG-235/MOA 2003-BLG-53: A Planetary Microlensing Event, Astrophysical Journal 606, L155 http://cdsads.u-strasbg.fr/ abs/2004ApJ...606L.155B

La révolution des exoplanètes

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Détecter et voir les exoplanètes

À l’heure où nous écrivons, un peu plus de 3 600 exoplanètes ont été découvertes. 75 % paraissent, pour l’instant, seules autour de leur étoile, les autres faisant partie de systèmes multiples. Les trois-quarts ont été détectés par leur transit devant leur étoile, 20 % par vélocimétrie, et les 5 % restants par observation directe ou par les perturbations gravitationnelles apportées à d’autres planètes. Mais, bien entendu, beaucoup d’exoplanètes ont été observées par plusieurs méthodes à la fois, ce qui rend leur détection plus sûre et apporte des informations très intéressantes, car ces méthodes sont complémentaires. Chacune a ses limites et ses biais, qu’il est intéressant de discuter.

Avantages et limites des méthodes indirectes de détection La méthode du transit

Rappelons que cette méthode a l’avantage de donner non seulement la période de révolution de la planète autour de l’étoile (à condition qu’au moins deux transits successifs aient été observés), mais aussi le rayon de la planète si celui de l’étoile peut être évalué à partir de sa classification spectrale, ce qui est généralement le cas (voir l’appendice 3). Si la masse de l’étoile peut aussi être approximativement déterminée à partir de cette classification, ce qui est aussi le plus souvent le cas, on peut connaître, à partir de la période de révolution, le demi-grand axe de l’orbite de la planète en utilisant la 3e loi de Kepler (encadré  1). Mais la méthode du transit ne permet pas d’obtenir la masse de la planète.

Le transit est d’autant plus facile à détecter que la planète est plus grosse, et l’étoile plus petite. Ceci produit des biais dans la détection : on manque certainement beaucoup de planètes semblables à la Terre ou plus petites. Par ailleurs, il est nécessaire d’observer plusieurs transits pour confirmer la détection, et autant que possible les transits secondaires, lorsque la planète passe derrière l’étoile. En effet, toutes les étoiles sont plus ou moins variables et on ne peut pas être sûr qu’une diminution temporaire de leur flux ne soit pas intrinsèque à l’étoile. Ceci introduit un autre biais : on manque les planètes dont la période de révolution est longue. Par exemple, le satellite Kepler, qui a permis de découvrir la plupart des exoplanètes par transit dans une certaine zone du ciel, a été lancé en mars 2009 et a cessé d’observer cette zone en mai 2013, si bien qu’il y a certainement un biais au détriment des planètes dont la période est nettement supérieure à une année. Il a été possible de confirmer un grand nombre des détections de Kepler en observant l’étoile par vélocimétrie, mais même dans ce cas il y un biais contre les périodes longues, car il faut attendre que la vitesse radiale de l’étoile ait suffisamment varié pour être certain de la détection. Enfin, lorsque l’on vérifie par vélocimétrie la validité des détections d’exoplanètes par transit, on constate qu’un assez grand nombre de ces détections sont fausses ou correspondent à d’autres types d’objets que des planètes, par exemple des étoiles binaires dont une des composantes a une faible masse, ou des binaires à éclipses. Une étude récente montre que, malgré toutes les précautions prises en examinant les observations de Kepler, plus de la moitié des candidates vérifiées par vélocimétrie ne correspondent pas à des exoplanètes. Il faut donc rester très prudent dans les conclusions que l’on peut déduire de ces détections. Cependant, cette même étude fournit un échantillon sensiblement complet d’exoplanètes géantes, qui ne comprend malheureusement que moins de 100 objets. Nous l’utiliserons pour préciser les propriétés de ces planètes. La probabilité pour observer un transit est évidemment proportionnelle au rayon R* de l’étoile-hôte. On peut montrer que, comme l’orientation des orbites des exoplanètes est aléatoire, la probabilité qu’une exoplanète passe devant son étoile est également proportionnelle à l’inverse du demi-grand axe a de son orbite. Donc, au total, la probabilité de détection par transit est proportionnelle au rapport R*/a. On peut corriger ce biais et remonter à la distribution réelle des exoplanètes en fonction de leur période de révolution, comme ce sera fait au chapitre suivant pour les planètes géantes. Les exoplanètes détectées comme microlentilles gravitationnelles

Cette méthode, qui a l’avantage de fournir la masse de l’exoplanète, présente également des biais importants. Il est en effet plus facile de détecter des planètes

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Chapitre 4.   Détecter et voir les exoplanètes

de grande masse : à quelques exceptions près, la masse des exoplanètes détectées de cette manière est bien supérieure à celle de la Terre. D’autre part, l’amplification qu’elles produisent sur la lumière de l’étoile observée dépend de leur position sur la ligne de visée entre la Terre et cette étoile. Un énorme inconvénient : l’observation est pour l’instant unique, car il n’est pas possible actuellement de retrouver la planète et souvent même son étoile après son passage. Donc, on ne connaît que rarement la nature de l’étoile-hôte, et jamais la période de révolution de la planète ni les dimensions de son orbite. Les exoplanètes détectées par vélocimétrie ou astrométrie

La figure 4.1 illustre les capacités de ces deux méthodes pour la détection des exoplanètes. On constate qu’elles sont très différentes : en effet, la détection par vélocimétrie est d’autant plus facile que la période T, donc le rayon de l’orbite de l’exoplanète, est plus faible, car la vitesse orbitale est alors plus grande : elle varie comme T–1/3. En revanche, l’astrométrie fonctionne d’autant mieux que la période est plus grande, le déplacement orbital latéral de l’étoile variant comme T2/3. La vélocimétrie ne dépend pas de la distance de l’étoile (cependant, le signal est d’autant plus faible que celle-ci est plus éloignée) ; en revanche, l’astrométrie en dépend directement puisque c’est un angle que l’on mesure. Plus l’étoile est proche, plus cette méthode est sensible. Dans les deux cas, il y a un biais en faveur des exoplanètes de courte période, car elles requièrent des observations moins prolongées. Si l’astrométrie n’a encore permis aucune détection d’exoplanète, elle a néanmoins un brillant avenir car les progrès récents sont fulgurants. Le satellite astrométrique GAIA permet déjà d’atteindre une précision de 10–5 seconde de degré sur la position des étoiles plus brillantes que la magnitude 12. Il devrait détecter de très nombreuses planètes de masse supérieure à une dizaine de masses terrestres – des super-Terres, des Uranus, des Saturnes et des Jupiters, pourvu que leur période ne soit pas beaucoup plus longue que la durée de vie prévue actuellement pour le satellite, qui est de cinq ans. Cet échantillon pourra être utilisé à des fins statistiques. L’astrométrie au sol par imagerie, qui mesure la position d’une étoile par rapport à ses voisines immédiates, permet d’atteindre une précision de 10–4 seconde de degré. L’interférométrie visible ou infrarouge à grande base au sol devrait permettre de faire mieux, mais au prix d’une grande complexité de mesure. Dans ces deux cas, il faudra s’armer de patience, car la mesure devra être répétée de nombreuses fois pendant des années.

La révolution des exoplanètes

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 Figure 4.1.   Les possibilités de détection d’exoplanètes par les méthodes dynamiques. La masse de la planète est portée en fonction du demi grand-axe de son orbite, en échelles logarithmiques. L’échelle de la partie supérieure de la figure donne la période de révolution en fonction du demi grand-axe, autour d’une étoile de 1 et 0,2 masse solaire. Les droites montant vers la droite, qui correspondent à la méthode vélocimétrique, sont tracées pour une demi-amplitude de la vitesse radiale de l’étoile de 1 m/s, pour des étoiles de 1 et 0,2 masse solaire. Ceci correspond sensiblement aux limites actuelles de détection. Dans ce cas, la distance n’intervient pas. Les droites descendantes, pour la méthode astrométrique, indiquent, pour une distance de l’étoile de 10 parsecs et les masses stellaires de 1 et 0,2 masse solaire, une demi-amplitude de la position de respectivement 10–4 et 10–5 seconde de degré. La première valeur peut être atteinte par l’observation à partir du sol, la seconde par le satellite GAIA. Les planètes du Système solaire sont indiquées. On voit que la Terre et Vénus seraient indétectables à 10 pc de distance, mais une Terre avec une orbite de rayon 1 u.a. autour d’une des étoiles les plus proches le serait marginalement. Schéma des auteurs, inspiré du rapport TOPS (voir chapitre 1).

L’observation directe : un problème très difficile Toutes les techniques que nous venons de voir précédemment sont indirectes, c’est-à-dire que l’on détecte la présence d’une planète par leurs effets. Il serait bien plus satisfaisant, et bien plus efficace pour comprendre la nature des exoplanètes, de les détecter directement, c’est-à-dire en recevant et en analysant la lumière qu’elles émettent. Mais pour voir une planète qui gravite autour d’une 48

Chapitre 4.   Détecter et voir les exoplanètes

étoile, il faut surmonter deux obstacles majeurs. Le premier est que l’étoile est énormément plus brillante que la planète, par un facteur de l’ordre du milliard en lumière visible ; le second est que, sauf pour de rares exceptions, vue de la Terre la planète est très proche de l’étoile, si bien que l’étalement des images par la turbulence de l’atmosphère terrestre ne permet pas de la séparer de son étoile-hôte si cette turbulence n’est pas corrigée ou supprimée. Les techniques actuelles permettent heureusement de surmonter, au moins en partie, ces obstacles. Franchir le premier nécessite d’occulter aussi bien que possible l’image de l’étoile, sans occulter celle de la planète. Il y a pour cela deux techniques que nous décrirons plus loin : la coronographie et l’interférométrie à frange noire. S’affranchir du second nécessite soit d’aller dans l’espace, soit pour l’observation au sol de corriger en temps réel les effets de la turbulence atmosphérique par l’optique adaptative. L’idéal, réalisé dans les instruments les plus récents comme SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch) à l’Observatoire européen austral, est de combiner plusieurs techniques, en l’occurrence la coronographie et l’optique adaptative. Il est intéressant, et même souvent nécessaire, d’observer dans l’infrarouge. En effet, il est plus facile de réaliser un coronographe ou un interféromètre si la longueur d’onde est plus grande, et l’optique adaptative est alors bien plus efficace et permet réellement de bénéficier du pouvoir de résolution théorique de l’instrument d’observation. Et surtout, comme le montre l’exemple de la figure 4.2, le contraste entre la planète et l’étoile s’améliore dans l’infrarouge : si

 Figure 4.2.   Distribution d’énergie spectrale du Soleil, de la Terre, d’Uranus et de Jupiter, supposés vus d’une grande distance. Le rapport du flux planétaire au flux solaire, très petit aux longueurs d’onde où la planète ne fait que diffuser le rayonnement solaire, augmente considérablement aux longueurs d’onde plus grandes où son émission thermique entre en jeu. Si la planète est chaude par elle-même, elle est plus facile à détecter. D’après le rapport TOPS (voir le chapitre 1).

La révolution des exoplanètes

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la planète est suffisamment chaude, son rayonnement thermique dans l’infrarouge moyen et même proche facilite beaucoup sa détection. Si elle est jeune et encore en phase de contraction, elle peut émettre par elle-même en infrarouge et est facile à observer. Mais si elle est vieille, elle n’émet que par réflexion ou diffusion du rayonnement de l’étoile, et ne peut être détectée que si elle en est proche. La coronographie

La coronographie est une technique inventée vers 1930 par l’astronome français Bernard Lyot (1897-1952) dans le but de voir la couronne solaire en dehors des éclipses, en occultant le mieux possible le disque solaire, qui est beaucoup plus brillant que la couronne. Il ne suffit pas de placer un masque sur l’image du disque, car on n’élimine pas ainsi la lumière diffusée par les bords de l’objectif de la lunette et par les défauts du verre de cet objectif, et aussi une tache lumineuse centrale due à la réflexion entre les deux faces de cette lentille. Ce dernier défaut disparaît si on utilise un télescope à miroir, mais d’autres s’introduisent alors comme la lumière diffractée par les supports du miroir secondaire. L’astuce de Lyot est de placer un masque sur une image de l’objectif, c’est-à-dire une pupille en langage d’opticien (Fig. 4.3).

 Figure 4.3.  Schéma du coronographe de Lyot. La lumière du Soleil tombe sur l’objectif A, une lentille simple qui en fait l’image en B. Un masque obture cette image, et la lumière est renvoyée vers l’extérieur en K par le miroir J fixé sur le masque. La lentille de champ C fait l’image de l’objectif en A’A’’, la lumière diffusée étant arrêtée par le diaphragme D. Un petit écran central E coupe la lumière produite par réflexion sur les faces de l’objectif A (si l’objectif est le miroir d’un télescope, un diaphragme approprié arrête la lumière diffractée par les supports du miroir secondaire éventuel). Les lentilles F forment l’image de la couronne en B’B’’. D’après Lyot, B. (1932) Zeitschrift für Astrophysik 5, 73.

Ce montage est néanmoins insuffisant pour le but recherché, et plusieurs améliorations lui ont été apportées. L’une d’elle consiste à dégrader vers les bords la transmission de l’objectif, ce qui affecte un peu la résolution angulaire. On peut aussi disposer sur la pupille un masque de phase formé de quatre carrés jointifs  : deux des carrés opposés ont une épaisseur un peu différente 50

Chapitre 4.   Détecter et voir les exoplanètes

des deux autres de façon à introduire une différence de marche d’une demilongueur d’onde, ce qui donne des interférences destructrices sur l’image de l’étoile. Par ces procédés, on arrive à diminuer par un facteur 90 000 l’image de l’étoile sans affecter ce qu’il y a éventuellement autour, et en mettant en série trois masques de phase ce facteur peut atteindre 1,5 108. L’interféromètre à frange noire

Une autre façon de diminuer la lumière de l’étoile, qui n’est pas sans relation avec le masque de phase dont nous venons de parler, est d’utiliser un interféromètre à deux télescopes (Fig. 4.4). La recombinaison des faisceaux produit une image modulée par des franges d’interférence, comme dans la célèbre expérience des fentes de Young (Fig. 4.5). En ajustant la différence de phase entre ces faisceaux de façon à ce que l’image de l’étoile se trouve sur une frange noire, on la fait disparaître. Il faut maintenant pouvoir tourner l’interféromètre et changer l’espacement entre les deux télescopes afin que l’image de la planète se trouve sur une frange brillante. Des difficultés proviennent de la sensibilité de la différence de phase à la longueur d’onde et du diamètre apparent de l’étoile si elle est résolue. L’utilisation de franges données par plusieurs télescopes permet de les surmonter, au moins en partie. Le projet d’interféromètre spatial DARWIN utilisait ce principe avec quatre télescopes, mais il a été abandonné en raison de sa complication excessive.

 Figure 4.4.   Interféromètre à frange noire centrale. L’étoile est visée par les deux télescopes dont on fait interférer la lumière. La recombinaison produit des franges d’interférence qui modulent l’image de la région observée. Si les trajets optiques sont égaux, l’étoile se trouve sur une frange blanche. On introduit dans un des faisceaux une différence de phase de p si bien que l’étoile se trouve maintenant sur une frange noire et disparaît, ce qui permet d’observer des astres beaucoup plus faibles comme des exoplanètes dans les franges brillantes : voir la figure suivante. Remerciements à Daniel Rouan.

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 Figure 4.5.   Image de recombinaison produite par l’interféromètre de la figure précédente. L’étoile se trouverait sur la frange noire centrale et ne serait pas visible, tandis qu’une planète (point rouge) se trouverait sur une frange brillante. Remerciements à Daniel Rouan.

Comment obtenir des images optimales : l’optique adaptative

Si l’absence d’atmosphère permet d’obtenir dans l’espace des images limitées seulement par la diffraction de l’objectif, il n’en est pas de même pour l’observation au sol : la turbulence de l’atmosphère étale les images et les rend instables, si bien qu’il est rarement possible de voir les anneaux de diffraction autour de l’image d’une étoile, avec d’autant plus de difficultés que l’on utilise un instrument de grand diamètre. Une technique permet cependant de corriger en temps réel l’effet des perturbations de l’atmosphère et d’obtenir ainsi des images limitées seulement par la diffraction : l’optique adaptative. Elle est particulièrement utile pour la détection des exoplanètes qui sont des objets ponctuels peu brillants à proximité immédiate d’un objet ponctuel bien plus lumineux, l’étoile hôte de la planète. Le principe de l’optique adaptative est simple, si sa réalisation est généralement lourde. On analyse tous les centièmes de seconde au moins les déformations du front d’onde lumineux qui entre dans le télescope en provenance de l’étoile, et on les compense en déformant un miroir mince placé dans le trajet de la lumière. Le calcul et la déformation du miroir doivent être faits très rapidement afin que le front d’onde n’ait pas changé appréciablement entre la mesure et la compensation ; ceci nécessite d’importants moyens de calcul. La figure 4.6 illustre ce principe. Si la réalisation est faite correctement, les images peuvent être limitées seulement par la diffraction, dans un champ de quelques secondes de degré autour de l’étoile, ce qui suffit pour la détection d’exoplanètes. L’optique adaptative fonctionne très bien dans l’infrarouge proche, mais est beaucoup moins efficace dans le visible, si bien que les observations se font généralement dans l’infrarouge, ce qui n’est pas un inconvénient pour la détection d’exoplanètes. La figure 4.7 montre la première image d’une exoplanète, obtenue à l’Observatoire européen austral grâce au système d’optique adaptative NACO. 52

Chapitre 4.   Détecter et voir les exoplanètes

 Figure 4.6.   Principe de l’optique adaptative. Le front d’onde déformé par l’atmosphère provenant de l’objet observé est corrigé par un miroir déformable asservi de façon à ce que le front d’onde résultant soit plan. © Observatoire de Paris.

 Figure 4.7.  Première détection d’une exoplanète par imagerie directe dans l’infrarouge, réalisée avec l’instrument NACO du Very Large Telescope de l’ESO au Chili, avec optique adaptative mais sans coronographie. L’étoile, 2M1207-39, est une naine brune de 0,025 masse solaire, très peu brillante ce qui a considérablement facilité la détection de la planète (en rouge). Celle-ci a une masse égale à quatre fois celle de Jupiter et est située à 0,78 seconde de degré de l’étoile, correspondant à 55 u.a. © ESO, d’après Chauvin, G. et al. (2005).

La révolution des exoplanètes

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Coronographie et optique adaptative combinées

À l’heure actuelle, les observations directes d’exoplanètes combinent toujours ces deux techniques. Un remarquable exemple (Fig. 4.8) est fourni par la détection par imagerie directe dans l’infrarouge de l’exoplanète qui orbite autour de l’étoile b Pictoris, célèbre par son disque de débris. Les images prises à quelques années d’intervalle ont pu mettre en évidence le mouvement orbital de la planète.

 Figure 4.8.   La planète autour de l’étoile b Pictoris observée avec l’instrument NACO du VLT lors de deux observations séparées de plusieurs années : octobre 2003 (à gauche) et novembre 2009 (à droite). La distance de la planète à l’étoile centrale très brillante (ici cachée par un masque coronographique) est dans les deux cas d’environ 8 u.a, soit 0,40 seconde de degré à la distance de l’étoile (19,3 parsecs). Entre les deux observations, séparées de six années, la planète a parcouru environ le tiers de son orbite, qui est assez excentrique. Sa masse est d’environ sept fois celle de Jupiter. D’après Lagrange, A-M. et al. (2009), Astronomy & Astrophysics 439, L.21 et (2010), Science 329, 57.

Un instrument spécialisé pour l’imagerie planétaire, dénommé SPHERE (Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch) a été construit par l’Observatoire européen austral et fonctionne depuis 2014 sur un des quatre télescopes de 8  m de diamètre du VLT (Very Large Telescope). Il comporte un système d’optique adaptative très performant dont la cadence de correction des perturbations atmosphériques est d’environ une milliseconde, et contient les différents types de coronographes que nous avons mentionnés plus haut. Il fonctionne dans l’infrarouge proche en imagerie directe, mais a aussi des capacités polarimétriques. En effet, la lumière réfléchie par les planètes est polarisée alors que celle émise par les étoiles ne l’est pas, ce qui peut aider à la détection. Il comporte également des possibilités d’imagerie à bande spectrale étroite et de spectroscopie, en vue de déterminer les propriétés des exoplanètes et de leur atmosphère. La figure 4.9 montre la première exoplanète découverte avec cet instrument.

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Chapitre 4.   Détecter et voir les exoplanètes

 Figure 4.9.   La première exoplanète découverte avec l’instrument SPHERE de l’ESO, en 2015, dans le système stellaire triple HD 131399 A, B et C. Les dimensions de l’image sont environ 3’’ × 3’’, soit 300 × 300 u.a. Cette image a été obtenue dans l’infrarouge en deux fois : l’une pour l’ensemble des étoiles, l’autre pour HD 131399 A et sa planète HD 131399 A b, qui est en fait 200 000 fois plus faible que cette étoile. Elle a une masse d’environ quatre fois celle de Jupiter et sa température est de 850 K (577 °C), ce qui en fait une très grosse planète relativement tiède, en cours de refroidissement. Les orbites planétaires dans une telle configuration sont considérées comme généralement instables. L’âge du système est estimé à 16 millions d’années. © ESO, d’après Wagner K. et al. (2016) Science, 353, 673.

Des instruments semblables à SPHERE sont également montés sur les télescopes américains Gemini et sur le télescope japonais Subaru. Ils permettent tous d’obtenir un spectre à basse résolution des exoplanètes qu’ils observent. Par ailleurs, la position de ces planètes peut être repérée avec la précision de l’astrométrie au sol, qui peut atteindre 10–4 seconde de degré comme nous venons de le voir, et des observations répétées commencent à permettre la détermination de l’orbite de l’exoplanète, comme cela a été fait dans le cas de b Pictoris b et des quatre planètes qui entourent HR 8799 (voir l’appendice 2). Au moment où nous écrivons, des images existent pour 83 exoplanètes. Remarquons pour clore ce chapitre que le terme «  image  » est peut-être trompeur, car dans ces images de systèmes planétaires les planètes ne font pas plus d’un pixel…

Une nouvelle piste pour le futur : la recherche des exoplanètes dans le domaine radio Il existe un domaine spectral dans lequel le rapport du flux de la planète à celui de l’étoile est particulièrement favorable : c’est celui des émissions La révolution des exoplanètes

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aurorales décamétriques qui sont, dans le cas de Jupiter, comparables à celles du Soleil lui-même. Ces émissions de courte durée (moins de 300 ms), liées à la présence d’un champ magnétique planétaire, interviennent dans le domaine radio des basses fréquences (moins de 100 MHz). Depuis plus d’une dizaine d’années, elles ont été recherchées, notamment avec le télescope UTR-2 de Kharkov en Ukraine, autour de Jupiter chauds, ces sources étant supposées particulièrement favorables à ce type d’émission. À ce jour, cette méthode n’a permis aucune détection. Cependant, la situation pourrait changer avec la mise en service prochaine du réseau d’antennes radio SKA (Square Kilometer Array) qui devrait entrer en service dans le courant des années 2020. Il s’agit de deux réseaux géants d’antennes radio dont la construction est prévue en Afrique du Sud (pour les fréquences 50-350 MHz) et en Australie (350 MHz-25 GHz). La sensibilité de SKA est telle que l’équivalent de notre Jupiter situé à 10 parsecs devrait être détectable en une heure de temps d’intégration. L’avantage de ce nouveau type de détection est qu’il démontrerait l’existence d’une magnétosphère autour de l’exoplanète détectée, ce qui n’est pas sans conséquence pour l’exobiologie car il est couramment admis que les magnétosphères protègent les atmosphères planétaires du flux stellaire, rendant a priori le milieu plus favorable à l’apparition et au développement de la vie.

Bibliographie Beuzit, J.-L. et al. (2006) SPHERE, a planet-finder instrument for the VLT, The Messenger 125, 29, https://www.eso.org/sci/publications/messenger/toc. html?v=125&m=Sep&y=06 Sahlmann, J. et al. (2014) Astrometric planet search around southern ultracool dwarfs I., Astronomy & Astrophysics 565, A20 Perryman, M. et al. (2014) Astrometric exoplanet detection with GAIA, Astrophysical Journal 797, 14 Coughlin, J.L. et al. (2016) Planetary Candidates Observed by Kepler. VII. The  First Fully Uniform Catalog Based on the Entire 48-month Data Set (Q1-Q17 DR24), Astrophysical Journal Supplement 224, 12C

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Chapitre 4.   Détecter et voir les exoplanètes

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La variété des exoplanètes

Avant d’examiner en détail les différentes classes d’exoplanètes, nous allons citer un certain nombre de faits marquants qui ont émergé au cours des années et dont chacun constitue une révolution en soi. Ces résultats concernent la fréquence des exoplanètes, leur distance à leur étoile-hôte, la variété de leurs orbites, leur présence en systèmes multiples, et même leur présence autour ou à l’intérieur de systèmes stellaires doubles… !

Les résultats marquants des vingt dernières années Une multitude d’exoplanètes !

Des statistiques concernant le nombre d’étoiles dotées de planètes proviennent des données du satellite Kepler, de celles des études vélocimétriques et enfin des mesures de microlentilles gravitationnelles. La probabilité pour une étoile de type solaire d’avoir au moins une planète est d’au moins 50 %, et elle pourrait atteindre 100 % pour les étoiles M, celles qui constituent 90 % de l’ensemble de la population stellaire… Chaque étoile pourrait donc être accompagnée d’au moins une planète  ! Évidemment, chaque méthode possède un biais et ne concerne qu’un échantillon particulier ; ainsi les méthodes de vélocimétrie et de transit concernent les étoiles proches du Soleil, tandis que les détections par lentilles gravitationnelles, qui se trouvent à grande distance dans le halo ou le bulbe de notre Galaxie, ne concernent qu’un petit nombre d’objets. Il n’empêche, toutes les indications vont dans le même sens : la formation de planètes apparaît comme un épisode courant dans la vie d’une étoile, aussi courant en fait que la formation d’un disque protoplanétaire.

Des exoplanètes géantes très proches de leur étoile !

Nous avons mentionné ci-dessus (chapitre  2) l’énorme surprise qu’a été la découverte de la première exoplanète autour d’une étoile de type solaire, 51  Peg  b  : cette exoplanète géante tourne autour de son étoile en seulement quatre jours ! C’est tout le scénario de la formation des planètes, construit pour rendre compte de la structure du Système solaire, qui s’est trouvé remis en question. Les découvertes successives qui ont suivi celles de 51 Peg b n’ont fait que confirmer l’existence de cette nouvelle classe d’objets. Vingt ans plus tard, nous possédons une bonne statistique sur la distance orbitale ou la période de ces exoplanètes géantes ; plusieurs centaines d’objets appartiennent à cette nouvelle classe, baptisée « Jupiters chauds » (Fig. 5.1). Nous verrons plus loin (chapitre 7) comment le mécanisme de migration au sein du disque protoplanétaire permet d’expliquer l’existence de cette classe d’objets.

 Figure 5.1.   Masse ou produit de la masse par sini, i étant l’inclinaison généralement inconnue de l’orbite, en fonction de la période de révolution des exoplanètes de masse connue en 2017. Cette figure ne contient que très peu de planètes de faible masse, mais elle a l’intérêt de montrer l’existence d’un grand nombre de planètes géantes de période longue, qui paraissent ici séparées des Jupiters chauds de courte période par une zone relativement vide ; comparer aux figures 5.4 et 5.9. D’après http://exoplanets.eu.

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Chapitre 5.   La variété des exoplanètes

Des orbites de toutes sortes…

Le Système solaire nous avait habitués à des orbites quasi-coplanaires et presque circulaires autour du Soleil. Il n’en est rien pour les étoiles voisines : les exoplanètes se situent souvent sur des orbites très elliptiques, dont l’excentricité peut être supérieure à 0,9 (Fig. 5.2). Si l’on trace l’excentricité des orbites en fonction de la masse des planètes, on constate que toutes les planètes, des super-Terres aux planètes massives, présentent une grande diversité d’orbites, depuis les circulaires jusqu’aux plus elliptiques. Là encore, cette découverte a nécessité une refonte des modèles existants.

 Figure 5.2.   Diagramme montrant l’excentricité des exoplanètes en fonction de leur distance à l’étoile. Les points d’excentricité nulle correspondent à une orbite circulaire, les grandes excentricités à des orbites très elliptiques. La dispersion en excentricité est très grande pour toutes les distances à l’étoile ; il en est de même pour la répartition en masse (non représentée). Dans le Système solaire, les excentricités des planètes sont toutes inférieures à 0,1 sauf pour Mercure (voir l’Appendice 1). D’après http://exoplanets.eu.

La révolution des exoplanètes

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De très nombreux systèmes multiples

Au jour où nous écrivons, on a recensé, sur un total de plus de 3 600 exoplanètes, plus de 600 systèmes comprenant au moins deux planètes. Le Système solaire n’est donc pas unique ! La plupart de ces systèmes ont été détectés par transit  : leurs planètes évoluent donc dans un même plan, comme celles du Système solaire. Cependant, certaines planètes de systèmes multiples observées par vélocimétrie ont des orbites inclinées ou excentriques. Des exemples de systèmes multiples très différents les uns des autres sont présentés dans l’appendice 2. Un des plus étonnants est le système de cinq planètes en orbite autour de l’étoile 55 Cancri (abréviation : 55 Cnc) qui est particulier à plus d’un titre. Tout d’abord, cette étoile proche, située à une quarantaine d’années-lumière seulement du Soleil (12 parsecs), est en fait un système double, composé d’une étoile de type K, plus petite que le Soleil, et d’une naine rouge, 55 Cnc B, encore moins massive, située à environ 1 000 u.a. de 55 Cnc A. Le système planétaire évolue autour de 55 Cnc A, la composante la plus brillante du système. Ses cinq planètes ont été découvertes par vélocimétrie, et l’une observée également par transit (Fig. 5.3). Ce système complexe a fait l’objet de multiples études, parfois contradictoires, et pourrait encore abriter d’autres exoplanètes…

 Figure 5.3.   Le système planétaire autour de l’étoile 55 Cancri A.  Les planètes et l’étoile ne sont pas à l’échelle. Ce système présente une étonnante diversité avec deux planètes géantes (b et d), deux sousgéantes (c et f) et une super-Terre (e) découverte par transit. Les orbites ne sont pas dans le même plan. Remerciements à B. Nelson.

Des planètes autour d’étoiles doubles…

Pourrait-on trouver des planètes en orbite autour de systèmes stellaires doubles ou multiples  ? La question mérite d’être posée, puisque nous venons d’évoquer le cas (qui n’est d’ailleurs pas unique) d’un système autour de l’une des composantes d’un couple d’étoiles. La question est aussi intéressante car les systèmes multiples d’étoiles constituent une fraction importante de la population stellaire. La réponse est oui, des exoplanètes ont été découvertes en orbite 60

Chapitre 5.   La variété des exoplanètes

autour du centre de gravité de certains systèmes doubles ! Le premier exemple nous a été fourni dès 1993 avec la découverte d’une planète autour du pulsar binaire PSR  B1620-26. Un peu plus de vingt ans plus tard, une planète a été détectée autour d’un système constitué d’une étoile de type solaire et d’une naine brune. D’autres découvertes du même type ont suivi. Les différents types d’orbites possibles pour les exoplanètes en orbite autour d’un système binaire ainsi que leur nomenclature sont présentés dans l’appendice 4.

Les différentes classes d’exoplanètes Nous avons vu que le rayon des planètes détectées par transit peut en général être déterminé. La figure 5.4 montre comment sont distribuées, en fonction de leur période de révolution autour de l’étoile, les exoplanètes de différentes

 Figure 5.4.   Distribution en fonction de leur période de révolution du rayon d’exoplanètes observées par transit. On distingue en haut les Jupiters chauds, de rayon 1 à 2 RJupiter, proches de leur étoile et donc de courte période, et vers les périodes plus longues quelques planètes plus froides de dimensions proches de celle de Jupiter. Plus bas, les super-Terres de rayon compris entre 0,18 et 0,35 RJupiter (deux à quatre rayons terrestres) et des planètes probablement rocheuses plus semblables à la Terre de rayon plus petit que 0,18 RJupiter (2 RTerre), dont la période est plus courte et qui sont donc plus proches de leur étoile. La séparation entre ces deux dernières catégories est indiquée par deux traits horizontaux. Entre les superTerres et les Jupiters, un petit nombre de planètes de dimensions comparables à Saturne (0,84 RJupiter) ou Neptune (0,35 RJupiter). Ce diagramme est fortement biaisé à l’encontre des planètes de longue période car celles-ci sont rarement détectées par transit. D’après http://exoplanets.eu.

La révolution des exoplanètes

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tailles détectées actuellement. On distingue clairement trois classes principales d’exoplanètes : les Jupiters froids et chauds, qui occupent la partie supérieure du diagramme, les chauds étant concentrés près de l’étoile-hôte  ; les superTerres dont le rayon est compris entre deux et quatre rayons terrestres environ et la masse est de l’ordre d’une dizaine de masses terrestres  ; les Terres, que nous définirons comme ayant un rayon inférieur à deux rayons terrestres, qui paraissent encore plus concentrées que les super-Terres près de l’étoile. Entre les Jupiters et les super-Terres, on trouve des planètes de dimensions comparables à celles de Saturne ou de Neptune, en nombre relativement faible. Pour les planètes qui ont été observées par vélocimétrie, on connaît la masse m, ou au moins la quantité m sini, donc une limite inférieure de la masse, si elles n’ont pas été observées également par transit. Il existe une autre méthode pour obtenir la masse dans le cas des systèmes multiples : l’interaction gravitationnelle mutuelle entre les planètes se traduit par des irrégularités dans leur mouvement, et donc dans les temps de passage devant l’étoile, et la mécanique céleste permet de remonter à leur masse. Cependant, cette méthode, dite TTV pour Transit Timing Variation, ne donne que dans de rares cas des valeurs assez précises des masses. Nous avons vu ci-dessus (Fig.  5.1) la relation entre la masse obtenue par l’une ou l’autre de ces méthodes et la période de révolution des exoplanètes. Il faut cependant garder à l’esprit que ni les rayons, ni les masses ne sont généralement connus avec beaucoup de précision, car ils dépendent non seulement des observations mais aussi de l’estimation du rayon et de la masse de l’étoile, qui est souvent peu précise. Nous allons maintenant étudier les propriétés des différentes classes de planètes que nous avons repérées sur les figures 5.2 et 5.5.

Les Jupiters chauds et froids Ce sont les exoplanètes les plus massives, dont la masse peut dépasser une dizaine de fois celle de Jupiter (comme nous le verrons, la limite entre planètes massives et étoiles naines brunes, dont la masse est plus grande, est floue  ; l’Union astronomique internationale fixe par convention cette limite à 13 masses joviennes). Lorsqu’elles sont près de leur étoile, elles sont chaudes et ont une atmosphère qui s’évapore, ce que l’on observe par spectroscopie lorsqu’elles passent devant l’étoile. Il n’est pas surprenant que ces Jupiters chauds aient été les premières exoplanètes à être découvertes par vélocimétrie, et beaucoup le sont par transit. En revanche, la probabilité de transit des planètes éloignées de leur étoile, et en particulier des Jupiters froids, est faible si bien que la plupart ont été découverts par vélocimétrie. La figure 5.5 montre la distribution

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Chapitre 5.   La variété des exoplanètes

des Jupiters en fonction de leur période de révolution, à partir d’un échantillon complet (non biaisé) de 63 planètes géantes découvertes par transit et confirmées par spectroscopie avec le spectrographe spécialisé SOPHIE attaché au télescope de 1,93 m de diamètre de l’Observatoire de Haute-Provence. Chacune a été affectée du poids a/R*, a étant le demi grand-axe de l’orbite et R* le rayon de l’étoile, de façon à corriger le résultat de la probabilité de transit pour obtenir la distribution réelle. Connaissant le nombre d’étoiles observées par le satellite Kepler, à partir desquelles a été obtenue cette distribution, on trouve que 10 % au moins des étoiles ont des planètes géantes et que les Jupiters chauds sont relativement rares.

    Figure 5.5.   Histogrammes de la distribution des planètes géantes en fonction de leur période de révolution (en échelle logarithmique), obtenus à partir d’un échantillon complet de planètes découvertes par transit et confirmées par vélocimétrie, corrigé de la probabilité de transit. À gauche, le nombre corrigé par intervalle linéaire de période, et à droite par intervalle logarithmique de période. Nous montrons ces deux diagrammes afin d’avertir du danger des conclusions hâtives que l’on pourrait déduire d’un seul d’entre eux. Schéma des auteurs.

Comme la masse et le rayon des planètes de l’échantillon complet sont connus, on peut calculer leur masse volumique moyenne et la comparer à celle de Jupiter (1,33  g/cm3). Le résultat est montré figure 5.6, où sont également portées toutes les planètes dont la masse et la masse volumique sont actuellement connues avec une précision suffisante. La corrélation observée entre la masse volumique et la masse des planètes géantes est remarquable. Elle correspond à un rayon qui dépend peu de la masse, ce qui est prévu par la théorie pour des planètes constituées essentiellement d’hydrogène et d’hélium, comme le sont Jupiter et Saturne. Ceci montre que tous les Jupiters chauds ou froids sont ainsi constitués.

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 Figure 5.6.   Masse volumique moyenne des planètes en fonction de leur masse. La masse volumique est relative à celle de Jupiter (1,33 g/cm3), et la masse est en unités de masse de Jupiter (échelles logarithmiques). Les flèches indiquent des planètes pour lesquelles seule une limite supérieure de la masse a pu être obtenue. Les cercles sont relatifs à l’échantillon complet de planètes géantes et les points aux autres exoplanètes, avec les barres d’erreur. La ligne en traits interrompus est une enveloppe empirique de la masse volumique pour les planètes de différentes masses. Les planètes de masse volumique très faible sont peut-être de nature particulière, mais leur masse a été déterminée par la méthode TTV dont les résultats sont généralement incertains. D’après Santerne et al. (2016).

Les planètes géantes ont en moyenne un rayon d’autant plus grand qu’elles sont plus proches de leur étoile, comme le montre la figure 5.7. Plusieurs mécanismes, qui peuvent agir simultanément, peuvent expliquer le gonflement des planètes fortement irradiées. Cependant, certaines exoplanètes géantes ont un rayon qui peut atteindre 2 RJupiter, ce qui n’est pas encore bien compris.

 Figure 5.7.   Rayon des planètes géantes en fonction de l’énergie reçue de leur étoile. La ligne en trait gras correspond au meilleur ajustement des données, et les zones avoisinantes correspondent aux intervalles de confiance de 1, 2 et 3 fois l’erreur probable. La position de Jupiter et de Saturne est indiquée par leur symbole. D’après Santerne et al. (2016).

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Chapitre 5.   La variété des exoplanètes

Il existe une bonne corrélation entre la probabilité pour une étoile d’être entourée de planètes géantes et son abondance en éléments chimiques lourds comme le fer (la métallicité dans le jargon des astronomes), comme le montre la figure 5.8. Cette corrélation a été découverte dès 2001 et elle est confirmée par les observations récentes. Elle signifie que les planètes géantes se forment beaucoup plus facilement dans un environnement plus riche en éléments lourds. Ceci s’explique dans le modèle selon lequel les planètes géantes se forment principalement à partir d’un noyau d’éléments lourds, d’une dizaine de masses terrestres, sur lequel vient s’accréter le gaz du disque protoplanétaire jusqu’à ce que celui-ci disparaisse après quelques millions d’années (voir le chapitre 7). Plus la métallicité dans le matériau primordial est grande, plus le noyau se forme rapidement et plus il pourra accréter de gaz, ce qui facilitera la formation de planètes géantes.

 Figure 5.8.   Fraction d’étoiles naines hébergeant une planète géante découverte par transit, en fonction de leur abondance en éléments lourds (ici le fer). L’abondance est donnée comme [Fe/H] = log(Fe/H)étoile – log(Fe/H)Soleil. La ligne en trait gras correspond au meilleur ajustement des données, et les zones avoisinantes correspondent aux intervalles de confiance de 1, 2 et 3s. D’après Santerne et al. (2016).

Les super-Terres et les Neptunes Il n’existe pas encore d’échantillon complet (non biaisé) de planètes de masse plus petite que celle des Jupiters, observées par transit et qui auraient été vérifiées par vélocimétrie. Cependant, des échantillons complets ont été obtenus par la seule vélocimétrie, avec l’inconvénient que cette méthode ne donne que m sini, donc seulement une limite inférieure de la masse. La figure 5.9 montre un tel échantillon, pour lequel toutes les étoiles naines de masse entre 0,6 et 1,6  M (type spectral compris entre M0 et F0) à l’intérieur d’un volume bien défini centré sur le Soleil ont été observées. Ceci exclut les étoiles géantes ou

La révolution des exoplanètes

65

sous-géantes, les étoiles chaudes, au demeurant peu nombreuses, et les naines brunes. Les étoiles, au nombre de 822, ont été observées avec les spectrographes spécialisés CORALIE et HARPS attachés respectivement au télescope suisse de 1,2 m de diamètre et au télescope de 3,6 m de l’Observatoire européen austral, tous deux au Chili. CORALIE donne des informations sur les planètes géantes de période pouvant atteindre 12  ans, complétant ainsi l’échantillon discuté dans la section précédente, et HARPS sur les planètes de plus faible masse et de période inférieure à une centaine de jours. Certaines étoiles ont été observées par d’autres moyens. Au total 155 planètes appartenant à 102 systèmes planétaires ont été ainsi découvertes.

 Figure 5.9.   Un échantillon complet de planètes observées par vélocimétrie. Comparer à la figure 5.1. On remarque le grand nombre de planètes géantes de longue période comparé aux Jupiters chauds de courte période. Il y a un biais important à l’encontre des planètes de faible masse. D’après Mayor, M. et al. (2011).

Cet échantillon donne des indications précieuses sur les planètes de masse inférieure à celle de Jupiter. On constate (Fig. 5.10) que leur nombre augmente considérablement pour les masses inférieures à environ 30 MTerre. Ce sont des super-Terres et des planètes de masse comparable à celle de Neptune ou d’Uranus. Elles ont pour la plupart des périodes inférieures à 100 jours (Fig. 5.11), ce qui n’est pas le cas des Jupiters (voir la Fig. 5.5 à droite). La figure 5.5 suggère qu’elles sont en moyenne d’autant plus près de l’étoile que leur masse est plus petite. Ces planètes sont très fréquentes : 50 % des étoiles en possèdent, ce qui s’ajoute aux 10 % d’étoiles qui possèdent des planètes géantes. On manque cependant d’information pour les planètes de masse proche de celle de la Terre, qui sont peut-être encore plus nombreuses. On peut donc penser qu’il y a au moins autant de planètes que d’étoiles dans la Galaxie, soit environ cent milliards, et peut être même plus. 66

Chapitre 5.   La variété des exoplanètes

 Figure 5.10.   Distribution des masses des planètes de l’échantillon de la figure 5.9, par intervalle logarithmique de masse. En noir, le nombre observé. En rouge, le nombre corrigé des biais de détection, avec les barres d’erreur. On remarque la concentration de ces objets aux masses inférieures à 30 MTerre  : ce sont des super-Terres ou des Neptunes (17 MTerre), avec peut-être la séparation vers 10 MTerre suggérée par la figure 5.1. Les planètes plus massives de ce diagramme, en plus petit nombre, sont comparables à Saturne (95 MTerre), puis on atteint les Jupiters (318 MTerre). D’après Mayor, M. et al. (2011).

 Figure 5.11.  Distribution des planètes de l’échantillon de la figure 5.10 et de masse telle que m sini 2

Une grosse planète ou peut-être une naine brune à une distance projetée de 2 u.a. de l’étoile. Celle-ci perd beaucoup de masse formant un disque circumstellaire très épais, dont une partie paraît en cours d’accrétion par la planète. Ce système donne une idée de ce que pourrait devenir le Système solaire quand le Soleil sera une géante rouge, dans environ sept milliards d’années : Mercure et Vénus seront engloutis par le Soleil, tandis que Jupiter pourrait grossir en capturant de la matière éjectée par le Soleil. Le sort de la Terre est incertain. Par la suite, le Soleil deviendra une naine blanche, toujours entourée de planètes. Voir Kervella, P. (2016) Astronomy & Astrophysics 596, A92.

190

Annexe 2 : Une sélection d’exoplanètes

Un système planétaire autour d’une étoile M TRAPPIST-1

Étoile M8, masse 0,08  M, rayon 0,117  R, température effective 2  560  K, luminosité 5 10–4 L, [Fe/H] = 0,04, âge 500 millions d’années, distance 12,1 pc. Planète

Rayon (RTerre)

Période (jour)

a (u.a.)

TRAPPIST-1 b

1,09

1,510871

0,01111

TRAPPIST-1 c

1,056

2,421823

0,01521

TRAPPIST-1 d

0,772

4,04961

0,02144

TRAPPIST-1 e

0,918

6,09962

0,02817

TRAPPIST-1 f

1,045

9,20669

0,0371

TRAPPIST-1 g

1,128

12,35294

0,0451

TRAPPIST-1 h

0,755

20 ?

0,63 ?

Sept Terres autour d’une étoile très froide, toutes découvertes par transit. C’est le record actuel du nombre d’exoplanètes détectées et confirmées autour d’une même étoile. La masse de ces planètes, déterminée par leurs interactions gravitationnelles mutuelles, est mal connue mais voisine de celle de la Terre, de même que leur densité. Leurs orbites sont pratiquement circulaires et co-planaires. Les périodes sont quasi-résonantes, suggérant que ces planètes ont été formées loin de l’étoile et ont migré. Plusieurs de ces planètes pourraient être dans la zone habitable. Les spectres d’absorption de b et c ne présentent pas de motifs caractéristiques, donc ce sont probablement des planètes purement rocheuses sans atmosphère. Voir Gillon, M. et al. (2017) Nature, sous presse.

Un système planétaire autour d’une étoile G Kepler-11 = KOI-157

Étoile G, masse 1,04  M, rayon 1,01  R, température effective 5  836  K, [Fe/H] = 0,06, âge 3,5 milliards d’années.

La révolution des exoplanètes

191

Planète

Masse (MTerre)

Rayon (RTerre)

Période (jours)

a (u.a.)

Kepler-11 b

1,9

1,8

10,30375

0,091

Kepler-11 c

2,9

2,87

13,02502

0,106

Kepler-11 d

7,3

3,12

22,68719

0,159

Kepler-11 e

9,5

4,19

31,9959

0,194

Kepler-11 f

2

2,49

46,68876

0,25

Kepler-11 g

300

3,67

118,37774

0,462

Cinq Terres ou super-Terres et une Jupiter découvertes par transit autour d’une étoile analogue au Soleil. Leurs masses, assez incertaines, sont obtenues à partir des variations de période de révolution dues à leur interaction gravitationnelle mutuelle. Les rayons sont aussi quelque peu incertains mais ces planètes ont toutes une faible densité, plus faible que celle de la Terre. Aucune n’est dans la zone habitable. Voir Bedell, M. et al. (2017), arXiv:1611.06239.

υ Andromedae Étoile F8V, masse 1,27  M, rayon 1,63  R, température effective 6  212  K, [Fe/H] = 0,09, âge 3,8 milliards d’années, distance 13,47 pc. Planète

Masse (MJupiter)

Période (jours)

a (u.a.)

excentricité e inclinaison i

ups And b

> 0,62

4,62

0,059

0,01186

90° ?

ups And c

> 1,98

141,26

0,861

0,2445

11,347°

ups And d

> 4,13

1 276,5

2,55

0,316

25,609°

ups And e

> 1,06

3 848,9

5,2456

0,005

 ?

Quatre planètes autour d’une étoile déjà évoluée, découvertes par vélocimétrie. Ce sont toutes des Jupiters ou super-Jupiters. u And b est la première exoplanète pour laquelle une courbe de phase a été obtenue, montrant une différence de température de 900 K entre la face éclairée, qui est à 1 800 K, et la face sombre. Remarquer la grande excentricité de l’orbite de c et d, et la variété des inclinaisons des orbites. L’étoile a un compagnon de type M4.5V à 750 u.a., qui pourrait être en partie responsable de ces anomalies.

192

Annexe 2 : Une sélection d’exoplanètes

Un système de planètes très massives éloignées de leur étoile HR 8799

Étoile A5V, masse 1,56 M, rayon 1,5 R, [Fe/H] = -0,47, âge 60 millions d’années, distance 39,4 pc. Planète

Masse (MJupiter)

Rayon (RJupiter)

Période (jours)

a (u.a.)

e

i (degrés)

HR 8799 e

9

—

18 000

14,5

-

—

HR 8799 d

10

1,2

41 054

27

0,1

28

HR 8799 c

10

1,3

82 145

42,9

0

28

HR 8799 b

7

1,2

164 250

68

0

28

Quatre super-Jupiters découvertes par imagerie en orbite éloignée autour d’une étoile assez jeune, dans un disque observé avec ALMA. Elles sont en cours de refroidissement et sont lumineuses par elles-mêmes. Elles ont pu être formées par effondrement direct de fragments du nuage interstellaire primordial ou de régions extérieures du disque. Résonance possible b:c:d:e = 8:4:2:1. Animation : https://en.wikipedia.org/wiki/HR_8799#/media/File:HR_8799_Orbiting_ Exoplanets.gif

Un système de planètes très diverses 55 Cancri

Étoile G8V, masse 0,91 M, rayon 0,94 R, température effective 5 196 K, luminosité 0,58 L, [Fe/H] = 0,31, âge dix milliard d’années, distance 12,34 pc. Planète

Masse (MJupiter)

Rayon (RJupiter)

Période (jours)

a (u.a.)

e

i (degrés)

55 Cnc e

0,026

0,18

0,7365417

0,0156

0,06

85,4

55 Cnc b

> 0,8

—

14,651

0,1134

0,0159

—

55 Cnc c

> 0,169

—

44,3446

0,2403

0,053

—

55 Cnc f

> 0,144

—

260,7

0,781

0,0002

—

55 Cnc d

> 4,802

—

5 218

5,76

0,025

53 ?

La révolution des exoplanètes

193

Cinq planètes très diverses, découvertes par vélocimétrie. 55 Cnc e a aussi été observée par transit, et possède une atmosphère qui pourrait être riche en carbone. Les orbites sont loin d’être coplanaires. L’étoile autour de laquelle gravitent ces planètes, 55 CncA, a un compagnon situé à environ 1  000  u.a., 55 CncB. Voir le chapitre 5.

Un système de six super-Terres ou Neptunes HD 10180

Étoile G1V, masse 1,06 MSoleil, rayon 1,05 RSoleil, température effective 5 911 K, luminosité 1,2 LSoleil, [Fe/H] = 0,08, âge 4,3 milliard d’années, distance 39,0 pc. Planète

Masse (MTerre)

Période (jours)

a (u.a.)

e

HD 10180 c

> 13,1

5,75979

0,0641

0,045

HD 10180 d

> 11,75

16,3579

0,1286

0,088

HD 10180 e

> 25,1

49,745

0,2699

0,026

HD 10180 f

> 23,9

122,76

0,4929

0,135

HD 10180 g

> 21,4

601,2

1,422

0,19

HD 10180 h

> 64,4

2 222

3,4

0,08

Six super-Terres et Neptunes, sur des orbites assez excentriques.

194

Annexe 2 : Une sélection d’exoplanètes

Annexe 3 : Quelques données utiles u.a. = 1,496 1011 m a.l. = 9,46 1015 m pc = 3,086 1016 m = 3,262 a.l. M = 1,989 1030 kg L = 3,845 1026 W T = 5 778 K R = 695 700 km MJ = 1,899 1027 kg RJ = 71 492 km rJ = 1 330 kg m–3 MT = 5,972 1024 kg RT = 6 378 km rT = 5 513 kg m–3 an = 365,242 jours = 3,156 107 s c = 2,997 924 58 108 m s–1 G = 6,673 10–11 N m2 kg–2      = 6,673 10–8 dyne cm2 g–2 Constante de Stefan-Boltzmann s = 5,671 10–8 W m–2 K–4

Unité astronomique Année-lumière Parsec Masse du Soleil Luminosité du Soleil Température effective du Soleil Rayon du Soleil Masse de Jupiter Rayon équatorial de Jupiter Masse volumique de Jupiter Masse de la Terre Rayon équatorial de la Terre Masse volumique de la Terre Année tropique Vitesse de la lumière Constante de la gravitation

Données sur les étoiles naines (unités solaires) Type spectral

Rayon (R)

Masse (M)

Luminosité (L)

Température effective (K)

A5V

6,0

4,0

14,0

8 200

F0V

1,4

1,7

6,0

7 240

F5V

1,2

1,29

2,5

6 540

G0V

1,05

1,10

1,26

6 000

G5V

0,93

0,93

0,79

5 610

K0V

0,85

0,78

0,40

5 150

K5V

0,74

0,69

0,16

4 640

M0V

0,63

0,47

6,3 10 –2

3 920

M5V

0,32

0,21

7,9 10 –3

3 120

–4

M8V

0,13

0,10

8,0 10

2 500

Naine brune

0,09 à 0,12

0,013 à 0,07

< 2 10–4

< 2 000

196

Annexe 3 : Quelques données utiles

Annexe 4 : La nomenclature des étoiles et des exoplanètes Pour des raisons historiques, la nomenclature des étoiles est extrêmement complexe. Une même étoile peut posséder jusqu’à une quarantaine de noms différents. Pour s’y retrouver, il faut consulter la base de données d’accès gratuit SIMBAD du Centre de données de Strasbourg (http://simbad.u-strasbg.fr/) où l’on peut trouver tous ces différents noms à partir d’une désignation quelconque, avec en prime énormément de données et une bibliographie sur l’étoile recherchée. Si on a affaire à une étoile double ou multiple, le nom de ses différentes composantes est le même sauf qu’il est complété par les lettres majuscules A, B, etc. La nomenclature des exoplanètes est beaucoup plus simple : la planète est désignée par le nom de son étoile affectée des lettres minuscules b, c, d, etc. selon l’ordre de la découverte, l’étoile elle-même étant implicitement désignée par la lettre a. La figure suivante montre ce qui se passe dans le cas d’étoile gravitant autour d’étoiles simples ou doubles.

 Figure A4.  Différentes configurations possibles d’orbites d’exoplanètes, et le suffixe de la désignation associée. L’étoile principale est en bleu, le compagnon stellaire éventuel en rouge et la planète en noir. En haut à gauche : étoile isolée avec une planète b munie d’un satellite b2 (pas d’exemple connu, désignation suggérée). En haut à droite : étoile double avec une planète autour de chaque composante (ex : HD 41004) et une planète circulant autour de l’ensemble. En bas à gauche : deux planètes circumbinaires (ex : NN Ser). En bas à droite : une planète autour du compagnon d’un système double (ex : HD 178911). Inspiré de Hessman, F.V. et al. (2010).

L’Union astronomique internationale (UAI) a donné des noms à 31 exoplanètes autour de 14 étoiles : pour voir ces noms, consulter http://nameexoworlds. iau.org/names.

198

Annexe 4 : La nomenclature des étoiles et des exoplanètes

Glossaire Accrétion : capture gravitationnelle d’un matériau solide ou gazeux par un astre. Albédo : fraction de la lumière de l’étoile centrale réfléchie ou diffusée par une planète ou une comète. On distingue l’albédo monochromatique, à une longueur d’onde déterminée, et l’albédo bolométrique ou albédo de Bond, qui concerne l’énergie totale intégrée sur toutes les longueurs d’onde. Astéroïde  : petit corps solide appartenant à un système planétaire  ; la plupart des astéroïdes du Système solaire gravitent sur des orbites situées entre celle de Mars et celle de Jupiter. Astrométrie : mesure de la position, des mouvements apparents et de la distance des astres (planètes, satellites, étoiles). Bande spectrale : ensemble de raies souvent non résolues qui produit une absorption ou une émission couvrant un domaine étendu de longueurs d’onde. Les bandes sont caractéristiques des molécules, qui produisent de très nombreuses raies. Ceinture de Kuiper : région du Système solaire où l’on trouve les astres glacés comme Pluton, située entre 30 et 55 unités astronomiques du Soleil. Coma : nébulosité de gaz et de poussière entourant le noyau d’une comète. Comète : astre appartenant à un système planétaire, d’orbite généralement très excentrique et très perturbée par les grosses planètes. Les comètes, de taille généralement inférieure à la dizaine de kilomètres, sont initialement des blocs solides de glace et de matière organique noire qui s’évaporent superficiellement à l’approche du Soleil, libérant gaz et poussières responsables de leur aspect nébuleux et leurs queues. Continu (spectre -) : émission ou absorption couvrant un large domaine de longueurs d’onde sans qu’aucune longueur d’onde ne soit privilégiée. Coronographe : instrument occultant efficacement la lumière d’une étoile afin de permettre d’observer des objets faibles à proximité.

Cosmogonie : au sens général, étude de la formation et de l’évolution des corps célestes. Ce mot est le plus souvent pris dans un sens restrictif et ne s’applique alors qu’au Système solaire. Diffraction  : phénomène d’optique physique qui porte à 1,22  l/D le diamètre apparent de l’image d’un objet ponctuel observé à la longueur d’onde l par un instrument d’optique d’ouverture circulaire D. Disque protoplanétaire : disque de gaz et de poussières en rotation autour d’une protoétoile, dans lequel vont se former les planètes  ; lorsque les planètes sont formées, elles affectent la structure du disque que l’on nomme alors disque de transition ; enfin, lorsque tout le gaz du disque a disparu, il reste un disque de débris. Doppler-Fizeau (effet) : variation Dl de la longueur d’onde l reçue d’une source en mouvement par rapport à la longueur d’onde émise l0. On a Dl/l0 = v/c, où c est la vitesse de la lumière et v la vitesse de la source par rapport à l’observateur. Éclipse : voir transit. Écliptique : trajectoire apparente du Soleil parmi les étoiles au cours de l’année. Équateur : pour une planète ou un satellite, grand cercle perpendiculaire à son axe de rotation, à partir duquel on compte la latitude ; pour le ciel, l’équateur (céleste) est la projection sur la voûte céleste de l’équateur de la Terre. Excentricité : pour une orbite, écart à la circularité. L’excentricité e d’une orbite elliptique est telle que la distance du centre à un des foyers de l’ellipse est ae, où a est le demi grand-axe de l’orbite. Exobiologie : étude de la matière vivante en dehors de la Terre, ou plus modestement pour l’instant de ses précurseurs. Exoplanète, exocomète  : planète ou comète gravitant autour d’une autre étoile que le Soleil. Inclinaison : angle entre le plan d’une orbite planétaire et un plan de référence, qui pour le Système solaire est le plan de l’écliptique. Pour l’orbite d’une exoplanète, le plan de référence est le plan du ciel. Interféromètre : instrument constitué de plusieurs télescopes ou radiotélescopes (voir ce mot) interconnectés, permettant d’obtenir une résolution angulaire élevée, et de cartographier des objets célestes. Interstellaire (matière)  : gaz et poussières remplissant la Voie lactée entre les étoiles. C’est le matériau à partir duquel se forment les étoiles et les planètes. Ligne des glaces : cercle du disque circumstellaire ayant pour rayon la distance à l’étoile centrale telle que l’eau se trouve sous forme solide au-delà. 200

Glossaire

Lois de Kepler : 1. les orbites des planètes sont des ellipses dont l’étoile occupe un des foyers ; 2. le segment de droite qui réunit la planète à l’étoile balaye des aires égales en des temps égaux ; 3. le carré de la période de révolution d’une planète est proportionnel au cube du rayon moyen de son orbite. Lunette astronomique  : instrument d’observation dont l’objectif est une lentille simple ou double, qui fait l’image du ciel en un foyer où on l’observe avec un oculaire. En anglais : refracting telescope, ou refractor. Magnétosphère : région supérieure de la haute atmosphère d’une planète munie d’un champ magnétique, comme la Terre, Jupiter et Saturne, caractérisée par des particules chargées d’énergie assez élevée, emprisonnées dans ce champ magnétique. Magnitude : échelle logarithmique permettant de mesurer l’éclat d’un astre ; – apparente : mesure l’éclat apparent : m = – 2,5 log F + constante, si F est le flux lumineux ; – absolue : mesure l’éclat intrinsèque ; par convention, la magnitude absolue M et la magnitude apparente m d’un astre seraient identiques s’il était à une distance de 10 parsecs (32,6 années-lumière) : m – M = 5 – 5 log D, D étant la distance de l’objet en parsecs. Marée  : déformation ou rupture d’un astre sous l’effet de la gravitation d’un astre voisin. Méridien : pour une planète ou un satellite, grand cercle passant par les pôles de rotation. La longitude est l’angle entre le plan du méridien du lieu et celui d’un méridien de référence, celui de Greenwich pour la Terre ; pour le ciel, le méridien d’un lieu est le grand cercle passant par les pôles et le zénith (voir ce mot) de ce lieu. Métallicité  : mesure de l’abondance par rapport à l’hydrogène des éléments lourds dans une étoile. On l’exprime généralement comme l’abondance du fer rapportée à l’abondance solaire : [Fe/H] = log(Fe/H)étoile – log(Fe/H)Soleil Météorite : corps solide appartenant au Système solaire, dont on peut quelquefois observer la chute sur la Terre. Les météorites sont des roches très primitives ; les chondrites carbonées sont les plus intéressantes pour comprendre la formation du Système solaire. Microlentille gravitationnelle : une masse comme une étoile ou une planète passant devant une étoile plus lointaine produit une déviation temporaire des La révolution des exoplanètes

201

rayons lumineux par effet Einstein, qui agit comme une lentille et amplifie le flux de cette étoile. On parle alors de transit gravitationnel. Moment cinétique de rotation  : aussi nommé moment angulaire, c’est pour un point M le moment par rapport à un point O de sa quantité de mouvement p = mv, m étant sa masse et v son vecteur vitesse, c’est-à-dire le produit vectoriel OM x p. Pour un corps en rotation, c’est l’intégrale des moments de ses points constitutifs. Monture : – équatoriale : dispositif de soutien et d’entraînement d’une lunette ou d’un télescope dont l’un des axes est parallèle à l’axe de rotation de la Terre ; il suffit d’un mouvement autour de cet axe pour suivre une étoile ; – alt-azimutale : monture dont l’un des axes est horizontal et l’autre vertical. Cette monture est de réalisation plus simple et moins coûteuse que la précédente, mais nécessite un contrôle par ordinateur. Naine brune  : étoile avortée, de masse insuffisante pour que les réactions nucléaires aient pu s’y amorcer et fournir de l’énergie. La masse des naines brunes est comprise approximativement entre 0,01 et 0,07 masse solaire. Nébuleuse : tout objet astronomique d’aspect diffus, sauf les comètes. Les nébuleuses planétaires, dont on a longtemps pensé qu’elles pourraient être à l’origine des systèmes planétaires, sont en fait des masses de gaz et de poussière expulsées par des étoiles en fin de vie. Nébuleuse protosolaire : masse de gaz et de poussières interstellaires à partir de laquelle s’est formé le Système solaire. Nuage de Oort  : région située aux confins du Système solaire, à environ une année-lumière du Soleil, où résident les comètes jusqu’à ce qu’une perturbation gravitationnelle les envoie éventuellement près du Soleil. Nucléosynthèse  : formation des éléments chimiques par réactions nucléaires dans les astres. Occultation : voir transit. Optique adaptative : technique permettant de corriger les images des effets de la turbulence atmosphérique. Panspermie : théorie selon laquelle la vie aurait été apportée de l’extérieur sur la Terre. Sous une forme atténuée, théorie selon laquelle ce sont seulement les briques de base de la vie qui ont été apportées. Parallaxe : pour un objet du Système solaire, la parallaxe est l’angle sous-tendu par le rayon de la Terre, vu de cet objet. On peut la mesurer, par exemple, en 202

Glossaire

photographiant simultanément l’objet par rapport au fond d’étoiles à partir de plusieurs points de la Terre. Connaissant le rayon de la Terre, on peut alors calculer la distance de l’objet. Petite planète : synonyme d’astéroïde. Planète tellurique : planète rocheuse du Système solaire comparable à la Terre : Mercure, Vénus, la Terre et Mars, par opposition aux planètes géantes (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune). Planétésimal : petit corps formé par agglomération de poussières dans le disque protoplanétaire. Planétoïde  : corps plus important formé par accrétion de planétésimaux (voir ce mot) suite à leurs collisions mutuelles ; les plus gros accrètent du gaz et deviennent des planètes, dans le modèle de Safronov. Prébiotique (molécule) : molécule organique, c’est-à-dire formée essentiellement des atomes H, C, N et O, qui pourrait être une brique de base des protéines et de l’ADN. Les acides aminés sont de telles molécules. Pulsar : étoile en fin de vie, en rotation très rapide et émettant de manière régulière, comme un phare, un signal radio dont la période est extrêmement stable. Radioastronomie : branche de l’astronomie qui consiste à étudier l’émission radio des astres. Le Soleil, les planètes, certaines étoiles, le gaz interstellaire atomique, moléculaire ou ionisé, les électrons de haute énergie du rayonnement cosmique, les pulsars, les galaxies, les quasars émettent des ondes radio. Radiotélescope : antenne ou ensemble d’antennes servant à la radioastronomie. Raie spectrale : renforcement ou diminution de l’intensité dans le spectre d’un objet survenant à une longueur d’onde déterminée ; la raie est dite d’émission s’il y a renforcement, et d’absorption s’il y a diminution. La longueur d’onde d’une raie est caractéristique de l’atome, ion ou molécule qui la produit. Révolution  : mouvement d’une planète autour de son étoile, ou d’un satellite autour de sa planète. Rotation : mouvement d’une planète ou d’un satellite autour de son axe. Spectroscopie : technique consistant à décomposer par un prisme ou un réseau la lumière en ses différentes longueurs d’onde. Par extension, décomposition de toute onde électromagnétique (ultraviolet, infrarouge ou radio). L’instrument utilisé est appelé spectroscope s’il n’est pas enregistreur, ou spectrographe s’il l’est. La spectroscopie peut être en émission si l’on observe La révolution des exoplanètes

203

un corps lumineux comme une exoplanète, ou en transmission si on observe par exemple l’atmosphère d’une exoplanète interposée devant une étoile. Supernova : étoile massive terminant sa vie dans une explosion. Télescope  : instrument d’observation dont l’objectif est un miroir concave, qui fait l’image du ciel en un foyer où on l’observe avec un oculaire. En anglais : reflecting telescope, ou reflector, ou, plus récemment, telescope tout court. Le télescope de Schmidt est un instrument à miroir sphérique muni d’une lame correctrice de l’aberration de sphéricité, ce qui lui donne un grand champ. Transit  : passage d’une planète devant son étoile (transit primaire) produisant une éclipse de l’étoile par la planète, ou passage derrière l’étoile (transit secondaire), produisant une occultation de la planète par l’étoile. Transit gravitationnel : voir microlentille gravitationnelle. Unité astronomique : unité de longueur égale au demi grand axe de l’orbite terrestre (150 millions de kilomètres). Vélocimétrie  : méthode de détection indirecte d’une exoplanète par les variations de vitesse radiale qu’elle produit sur son étoile. Vent solaire : gaz ionisé éjecté continuellement par la couronne du Soleil. Vitesse radiale : vitesse d’éloignement ou de rapprochement d’un astre, mesurée par effet Doppler-Fizeau sur ses raies spectrales.

204

Glossaire

Sigles ARIEL : Atmospheric Remote-sensing Infrared Large survey (projet de satellite de l’ESA) A-STEP : Antarctic Search for Transiting ExoPlanets AST3 : Antarctic Survey Telescopes CFHT : Canada-France-Hawaii Telescope CHEOPS : CHaracterizing ExOPlanet Satellite (européen) CORALIE  : spectromètre pour vitesses radiales du télescope Suisse à l’ESO  ; ce n’est pas un sigle, mais le nom dérive de son prédécesseur CORAVEL (CORrelation of VELocities) CoRoT : COnvection, ROtation et Transits planétaires (satellite français) CSTAR : Chinese Small Telescope ARray ELT : Extremely Large Telescope E-ELT : European Extremely Large Telescope (de l’ESO) ESA : European Space Agency ESO : European Southern Observatory ESPRESSO : Echelle SPectrograph for Rocky Exoplanet and Stable Spectroscopic Observations (à l’ESO) GAIA : Global Astrometric Interferometer for Astrophysics (ESA ; la méthode n’est plus interférométrique, mais le sigle a été conservé) GMT : Giant Magellan Telescope (américain) GPI ; Gemini Planet Imageur (américain) GRANTECAN : GRAN TElescopio CANarias (télescope espagnol de 10,4 m de diamètre)

HARPS  : High Accuracy Radial velocity Planet Searcher (spectrographe de l’ESO) HAT : Hungarian Automatic Telescope HIRES : High REsolution Spectrometer (sur le E-ELT) HST : Hubble Space Telescope JUICE : JUpiter ICy moons Explorer (projet de l’ESA) JWST : James Webb Space Telescope K2 : Kepler 2, deuxième programme d’observation avec ce satellite LUVOIR : Large UV/Optical/IR surveyor (projet américain) METIS : Mid-infrared E-ELT Imager and Spectrograph MIRI : Mid-InfraRed Instrument (sur le JWST) MMT : Multi-Mirror Telescope (américain) NACO  : contraction de NAos-COnica, instrument d’optique adaptative de l’ESO  résultant de la combinaison de NAOS (Nasmyth Adaptive Optics System) et de CONICA : COudé Near-Infrared Camera (à l’ESO) NASA : National Aeronautics and Space Administration (USA) NIRCAM : Near-InfraRed Camera (sur le JWST) NIRISS : Near-InfraRed Imager and Slitless Spectrograph (sur le JWST) NRAO : National Radio Astronomy Observatory (américain) OGLE : Optical Gravitational Lensing Experiment OSETI : Optical Search for Extra Terrestrial Intelligence (télescope américain) PLATO : PLAnetary Transits and Oscillations of stars (projet de l’ESA) SETI  : Search for Extra Terrestrial Intelligence (désigne l’ensemble de telles recherches) SOPHIE  : Spectrographe pour l’Observation des PHénomènes des Intérieurs stellaires et des Exoplanètes (à l’observatoire de Haute-Provence) SPHERE : Spectro-Polarimetric High-contrast Exoplanet REsearch (instrument de l’ESO) SPIRou : Spectro Polarimètre InfraRouge (au CFHT) TESS : Transiting Exoplanet Survey Satellite (projet américain)

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Sigles

TMT : Thirty Meter Telescope (américain) TOPS : Towards Other Planetary Systems (rapport américain) TPF-C : Terrestrial Planet Finder Coronograph (projet américain abandonné) TPF-I : Terrestrial Planet Finder Interferometer (projet américain abandonné) TRAPPIST  : TRAnsiting Planets and PlanetesImals Small Telescope (2 telescopes belges, au Chili et au Maroc) TTV : Transit Timing Variation (méthode de détection d’exoplanète) UVES : UltraViolet Echelle Spectrograph (au VLT de l’ESO) VLT : Very Large Telescope (quatre télescopes de 8 m de diamètre à l’ESO) WASP : Wide Angle Search for Planets WFIRST : Wide Field Infrared Survey Telescope (américain)

La révolution des exoplanètes

207

Index

A Acide aminé 133, 134, 138, 139, 141-143, 152, 203 ADN 135, 139, 140, 142, 152, 181, 203 Albédo 71, 111, 199 Anneau autour d’exoplanète 130, 131 Astéroïde 5, 125, 199 Astrométrie (détection par) 12, 18-20, 48, 49, 165, 199 Atmosphère des exoplanètes 38, 39, 71, 72, 111-124, 168-171

B Babinet, Jacques (1794-1872) 6 Bactérie 135, 137, 138, 143, 146, 148, 150 Bada, Geoffrey 152 Barnard, Edward E. (1857-1923) 12 Bergerac, Cyrano de (1619-1655) 2 Bion, Nicolas (1652-1733) 3 Bruno, Giordano (1548-1600) 2, 4 Buffon (1707-1788) 5 Butler, Paul 24, 27

Chamberlain, Thomas (1843-1928) 6 Chaos 102, 103 Charbonneau, David 31 Chiralité 142, 143 Chlorophylle 143, 150, 151 Classification des exoplanètes 62-69, 72, 112 Cocconi, Giuseppe (1914-2008) 177 Comète 112, 134-136, 138, 139, 174, 199 Coronographie 50, 51, 54, 55, 172, 173, 199 Cuze ou Cues, Nicolas de 2 Cyclops (projet) 179, 180

D Descartes, René (1596-1650) 2-4 Détection directe : voir Imagerie des exoplanètes Disque protoplanétaire, de transition, de débris 8, 9, 15, 73-86, 200 Doppler-Fizeau, effet 16, 18, 19, 121, 200, 204 Drake, Frank D. 4, 175-178, 182

C

E

Cameron, Alastair G.W. (1925-2005) 7, 77

Éclipse : voir Transit secondaire Épicure (ca. 342-279 av. J.-C.) 1, 2

Étoiles (données sur les) 196 Étoiles individuelles 2M J14074792-3945427 130 2M 1207-39 53, 188, 189 47 Ursae Majoris 24 51 Pegasi 21, 24, 58, 121, 171, 187 55 Cancri 60, 193, 194 61 Cygni 12 70 Ophiuchi 10-11 70 Virginis 24 α Centauri 12, 174 α Lyrae (Véga) 8 α Piscis Austrinus (Fomalhaut) 126 β Pictoris 9, 54, 55, 126-129 ε Eridani 178 ζ Aquarii 12 η Corvi 128 µ Draconis 12 ξ Bootis 12 τ Bootis 121 τ Ceti 178 υ Andromedae 27, 192 Barnard (étoile de) 12 CoRoT-7 34, 110, 188 CoRoT-9 34 CoRoT-15 34 GJ 1214 119 GJ 3470 120, 121 GL 436 120 HD 3651 24 HD 8799 122 HD 10180 194 HD 97048 80 HD 114762 14 HD 131399 55 HD 163296 80, 81 HD 172755 128 HD 189733 39, 40, 113, 114, 115, 118, 123 210

HD 209458 (Osiris) 31, 39, 111, 113-116, 118, 121, 187 HH30 76 HL Tauri 9, 78, 79, 86 HR 8799 55, 86, 122,193 Kepler-11 = KOI-157 191 Kepler-20 35 Kepler-52 110, 189 L2 Puppis 190 Proxima Centauri 12, 155-157, 189 RX J1615 70 SAO 206462 80 TRAPPIST-1 32, 86, 151, 191 TW Hydrae 79, 86 V 883 Orionis 81, 82 XO-6 190 Évolution du Système solaire 93-103 Excentricité 59, 85, 102-104, 185, 192, 193, 200 Exocomète 126-129, 200 Exobiologie 133-153, 200

F Flammarion, Camille (1842-1925) 4 Fontenelle, Bernard le Bovier de (1657-1757) 3, 4 Formation du Système solaire 5-8 Formation des étoiles et des disques 73-86 Formation et évolution des systèmes planétaires 89-105 Fraunhofer, Joseph von (1787-1830) 10, 11

G Goldwin, Francis (1562-1633) 2 Grand bombardement tardif 97, 99, 104, 136, 138 Index

H Habitabilité et vie dans le Système solaire 2-4, 70, 144-148, 157, 174 Habitabilité et vie sur les exoplanètes 69-72, 104, 105, 133-153, 157 Haldane, John (1892-1964) 133 Hawking, Stephen 177 Henry, Gregory 31 Herschel, William (1738-1822) 4-6, 11 Holmberg, Erik (1908-2000) 11 Huygens, Christiaan (1629-1695) 4

I Imagerie des exoplanètes 48-55, 121, 122, 166-168 Imageur pour exoplanètes GPI 166, 205 METIS 174, 206 NIRCAM 166, 206 NIRISS 167, 206 SPHERE 49, 54, 55, 80, 206 Interaction planète-disque 82-86 Interféromètre 51, 78, 172, 200

J Jacob, capitaine William S. (1813-1862) 11 Jet protostellaire 73, 75, 76 Jupiters chauds et froids 62-65

K Kamp, Peter van de (1901-1995) 12 Kant, Emmanuel (1724-1804) 5-7, 73, 76 Kasting, James 69 La révolution des exoplanètes

Kepler, Johannes (1571-1630) 2, 4 Kepler (lois de) 23, 45, 201 Kuiper (ceinture de) 97-101, 125, 126, 128, 199

L Laplace, Pierre-Simon (1749-1613) 5-7, 73, 76 Ligne des glaces 76, 90, 92, 93, 105, 113, 200 Lipide 141, 142, 152 Lucrèce (ca. 94-54 av. J.-C.) 1 Lunette 11, 201, 202 Dorpat (Tartu) 10, 11 Sproul 11 Lyot, Bernard (1897-1952) 50

M Magnetosphère 56 Marcy, Geoffrey 24 Marois, Christian 122 Mayor, Michel 21, 22, 187 Miller, Stanley (1930-2007) 133, 137, 143, 152, 153 Messages vers l’Univers 180-184 Métallicité 65, 68, 201 Météorite 92, 112, 134-136, 138, 139, 141, 143, 145, 201 Migration 23, 58, 83-86, 95, 96, 99, 104, 105 Modèle de Nice 93-98 Molécule cométaire 138 Molécule interstellaire 133, 134, 138 Molécule pré-biotique 133-138, 142, 143, 203 Morrison, Philip (1915-2005) 177 Moulton, Forest Ray (1872-1952) 6, 11 Mouvements atmosphériques 117, 118, 123, 124 211

N

R

Naine brune (étoile) 14, 41, 75, 202 Nébuleuse d’Orion 74 Nébuleuse planétaire 5, 6 Neuvième planète 101, 102 Newton, Isaac (1642-1727) 3, 5 Nomenclature des étoiles et exoplanètes 197, 198 Nucléotide 139, 140, 152, 181

Radioastronomie (détection par) 55, 56 Radiotélescope 9, 177, 179, 200, 202, 203 Allen Telescope Array 179, 180, 181 ALMA 78-82, 126, 129, 193 Arecibo 16, 179, 180 NRAO 25-m 178 Ohio State University 179 SKA 56 UTR-2 (Kharkov) 56 Relevé A-STEP 33, 205 AST3 33, 205 CSTAR 33, 205 HAT/HATnet 32, 206 OGLE 32,43, 206 OSETI 179, 206 TRAPPIST 207 WASP/SuperWASP 33, 159, 207 Résonance 85, 86, 95-99, 101, 102, 104, 105, 191, 193 Reuyl, Dirk (1906-1972) 11, 12 Rotation des exoplanètes 71, 111

O Occultation : voir Transit primaire Oort (nuage de) : 97, 202 Oparine, Alexandre (1894-1980) 133 Optique adaptative 52-55, 202 NACO 52-54, 189, 206 Oró, Juan (1923-2004) 152 OZMA (projet) 178 Ozone 149-151, 170, 173

P Panspermie 134-136, 202 Peptide 138, 139, 143 Phoenix (projet) 179 Piazzi, Giuseppe (1746-1826) 5 Planétésimal 7, 76, 90, 203 Planétoïde 7, 76, 91, 92, 136, 203 Protéine 138, 139, 141-143, 203 Pulsar 15-17, 203 PSR B1257+12 16, 17 PSR B1620-26 61

Q Queloz, Didier 21, 22, 187 212

S Safronov, Viktor (1917-1999) 7, 8, 89 Sagan, Carl (1934-1996) 156, 182 Satellites artificiels et sondes spatiales ARIEL 41, 170, 171, 205 Cassini 101, 147 CHEOPS 41, 163, 170, 205 CoRoT 25, 29, 33-36, 169, 205 DARWIN 51, 172 Euclid 43 Index

Europa Clipper 174 GAIA 36, 47, 165, 166, 205 Galileo 150 Herschel 81, 128 HST 9, 38, 39, 40, 42, 76, 77, 113, 114, 126, 169, 206 IRAS 8, 15 ISO 9 JUICE 174, 206 JWST 41, 121, 124, 151, 159, 165-171, 206 Kepler 25, 29, 33-37, 41, 46, 63, 105, 110, 158-160, 169, 179 LUVOIR 173, 206 Odin 128 Pioneer 181, 182 PLATO 160, 161, 165, 170, 206 Spitzer 9, 38-40, 114, 123, 124, 169 TESS 41, 159, 160, 165, 169, 170, 206 TPF 172, 207 Voyager 181-183 WFIRST 43, 164, 165, 168, 207 See, Thomas J.J. (1866-1962) 11 Serendip (projets) 179 SETI 148, 177-180, 183, 206 Snellen, I. 121 Strand, Kaj Aa. (1907-2000) 12 Struve, Otto (1897-1963) 12-14, 21 Spectromètre pour exoplanètes 13, 14, 20, 26, 203 CORALIE 66, 159, 205 CORAVEL 205 CRIRES 121 ELODIE 21 ESPRESSO 26, 161, 162, 205 HARPS 25, 66, 189, 206 HIRES 25, 1 71, 206 METIS 174,206 La révolution des exoplanètes

MIRI 151, 206 SOPHIE 63, 206 SPHERE 49, 54, 55, 206 SPIRou 27, 164, 165, 206 UVES 189, 207 Spectroscopie en émission 114, 115, 168-171, 203 Spectroscopie en transmission 38, 113, 114, 119, 120, 169-171, 203 Spitzer, Lyman (1914-1997) 7 Super-Terres et Neptunes 65-68, 99

T Télescope 11, 200, 204 Canada-France-Hawaii (CFH) 27, 101, 205 ESO 3,6m 25, 66, 127 ESO E-ELT 26, 162, 205 ESO VLT 26, 32, 53, 54, 74, 80, 121, 127, 161, 207 Gemini 55, 121 Giant Magellan Telescope (GMT) 26, 205 GRANTECAN 161, 205 Keck 25, 121 MMT (Multi-Mirror Telescope) 33, 206 Observatoire de Haute Provence 21, 22, 63 Subaru 55 Suisse à l’ESO 66 Thirty Meter Telescope (TMT) 26, 207 Température des exoplanètes 71, 72, 111, 123, 124 Terres et planètes habitables 69-72 TOPS (rapport) 14, 48, 207 Tourbillons (modèle des) 3, 7 213

Transit (détection par) 13, 25, 29-43, 45, 46, 47, 109, 158-160, 163, 204 Transit gravitationnel (détection par) 41-43, 46, 163-164, 201, 204 Transit primaire 37-39, 113, 114 Transit secondaire 37, 39, 40, 114, 115 Transit Timing Variation (TTV, détection par) 36, 62, 207 Trappe à poussières 90, 91

U Urey, Harold (1893-1981) 133, 137, 143, 152, 153

214

V Vélocimétrie (détection par) 13, 14, 18-21, 23-27, 45, 46, 48, 49, 109, 161-165, 204 Voltaire (1694-1778) 2

W Weiszäcker, Carl Friedrich von (1912-2007) 7 Whipple, Fred (1906-2004) 90 Wilkins, John (1614-1672) 2, 3 Wolszczan, Alexandre 16

Index