Exoplanète

Depuis longtemps l'Homme s'interroge sur la question : «Sommes-nous seuls dans l'Univers ?». Ce qui entraîne la question de savoir s'il existe ou non d'autres planètes sur lesquelles pourraient se développer d'autres formes de vie. Christiaan Huygens est le premier astronome à envisager l'utilisation des instruments d'observation pour détecter de telles planètes.

Au cours du XX^e siècle, grâce aux progrès technologiques des télescopes, tels que les détecteurs à couplage de charge (CCD), le traitement d'image, mais aussi le télescope spatial Hubble, qui permettent des mesures plus précises du mouvement des étoiles, énormément d'astronomes espéraient détecter des planètes extrasolaires. Dans les années 1980 et au début des années 1990, quelques annonces sont faites, reprises dans les médias, puis, après vérifications (cela peut prendre des mois, des années), finalement démenties (c'est la force de la méthode scientifique). La communauté astronomique se désespère, et certains en concluent déjà que le dispositif solaire ne serait peut-être qu'une singularité… Il faut attendre l'année 1995 pour que la découverte de la première exoplanète soit confirmée.

Découvertes

Les premières planètes extrasolaires ont été découvertes en septembre 1990 par Aleksander Wolszczan (de radiotélescope d'Arecibo) qui l'a annoncé dans le journal Nature le 9 janvier 1992. Ces planètes entourent le pulsar PSR B1257+12.

Le 6 octobre 1995 Michel Mayor et Didier Queloz (de l'observatoire de Genève) ont annoncé la découverte de planètes autour de 51 Pegasi, selon des observations qu'ils ont réalisées à l'observatoire de Haute-Provence grâce à la méthode des vitesses radiales. L'étoile hôte est 51 Pegasi^[2], dans la constellation de Pégase, à à peu près 40 années-lumière de la Terre.

Depuis lors, plus de 300 planètes ont été détectées, dont énormément par une équipe menée par Geoffrey Marcy de l'université de Californie à Berkeley.

Plus de la moitié ont été découvertes à l'Université de Genève par des équipes mondiales.

Le premier dispositif où on a détecté plusieurs planètes était Upsilon Andromedæ, dans la constellation d'Andromède. Le deuxième fut 55 Cancri^[3]. Ce dernier est le dispositif planétaire le plus complexe connu à ce jour (hormis le nôtre) car il contient au moins cinq planètes^[4].

La majorité des planètes détectées pour le moment sont des géantes gazeuses ayant une orbite particulièrement excentrique, certaines se sont finalement révélées être des naines brunes. Le fait de découvrir principalement des géantes gazeuses proches de leur étoile est le plus souvent interprété comme un biais de l'observation : il est bien plus simple de découvrir une planète massive tournant rapidement autour de son étoile par la méthode de la vitesse radiale qui détecte la planète en interpolant sa présence par les fluctuations de la trajectoire de l'étoile.

Au premier semestre 2005, une polémique a agité le monde astronomique. Des équipes de la Nasa et de l'ESO ont annoncé des découvertes grâce au VLT et au télescope spatial Spitzer. Finalement, il semble que l'Europe a bien obtenu les premières images directes de planètes extrasolaires. En l'occurrence, elles orbitent autour de la naine brune GPCC-2M1207 et de l'étoile GQ Lupi. Cela dit, le compagnon de GQ Lupi est certainement une naine brune.

Inventaire

Article détaillé : Liste d'exoplanètes.

Au 5 mars 2009 on recense^[5] :

• 342 exoplanètes.
• 287 dispositifs planétaires dont 35 multiples.

Exoplanètes remarquables

Vue d'artiste représentant l'évaporation d'Osiris
crédits : NASA/ESA/CNRS

• C'est le 27 novembre 2001 qu'on détecte la première géante gazeuse, Osiris, contenant de l'oxygène et du carbone dans son atmosphère. Cette planète étant particulièrement proche de son étoile, elle voit son atmosphère être soufflée par cette dernière. Ce phénomène a poussé les scientifiques à imaginer une classe spécifique d'exoplanètes, les planètes chtoniennes, qui sont des résidus rocheux de géantes gazeuses à l'atmosphère soufflée par leur étoile.

• Le 25 août 2004, une planète, Mu Aræ d ou la Vénus de Mu Aræ, de 14 masses terrestres a été découverte. Cette masse étant en deçà d'une limite théorique de 15 masses terrestres en dessous de laquelle une planète peut être tellurique, les scientifiques pensent qu'il peut s'agir d'une particulièrement grosse planète rocheuse, la première de ce type qui serait par conséquent découverte. Néanmoins, il peut tout autant s'agir d'une particulièrement petite planète gazeuse.

• En 2005, pour la première fois, des astronomes ont pu discerner la lumière émise directement par deux planètes, malgré la lueur éblouissante et toute proche de leurs étoiles. Jusqu'alors, les découvertes n'étaient qu'indirectes, en regardant les perturbations exercées par les planètes sur leurs étoiles ou en mesurant une baisse de luminosité lors d'un transit. Cette fois, deux découvertes presque simultanées ont été faites par deux équipes différentes observant des planètes différentes. Mais comme les deux équipes ont toutes deux utilisé le télescope spatial infrarouge américain Spitzer, la Nasa a décidé de profiter de l'occasion pour annoncer les deux découvertes en même temps. Il est cependant important de préciser que les deux exoplanètes observées avaient déjà été détectées jusque là grâce à la technique de la vitesse radiale.

• Le 14 juillet 2005, l'astrophysicien Maciej Konacki du California Institute of Technology (Caltech) a annoncé dans la revue Nature la découverte d'une exoplanète (HD 188753 Ab) dans un dispositif de trois étoiles qui se trouve à 149 années-lumière de la Terre. Grâce au télescope Keck 1 de Hawaï, il a pu trouver cette planète dont la révolution autour de son étoile se fait en moins de quatre jours. Les modèles actuels (juillet 2005) de formation des planètes n'expliquent pas comment une telle planète peut se former dans un environnement si instable d'un point de vue gravitationnel. Cette planète a été surnommée «planète Tatooine» par son découvreur en hommage à la planète du même nom dans le film La Guerre des étoiles. Des vues d'artistes du dispositif stellaire HD 188753 sont disponibles sur le site de la NASA.

• Le 26 janvier 2006, le Probing Lensing Anomalies NETwork (PLANET) dirigé par le français Jean-Philippe Beaulieu a découvert la planète OGLE-2005-BLG-390Lb qui semble être la première exoplanète tellurique connue. Cette planète se situe à 22 000 années-lumière de la Terre. Sa masse vaut à peu près cinq fois celle de la Terre, sa température (moyenne de surface) est estimée à -220°C (53K), ce qui laisse supposer qu'il s'agit d'une planète solide.

• Le 17 mai 2006, une équipe de chercheurs de planètes (dont Michel Mayor fait partie) annonce la découverte, grâce au spectrographe HARPS, de trois planètes de type «neptunien» autour de l'étoile de type solaire HD 69830. Les masses sont respectivement de 10, 12 et 18 fois la masse terrienne (ce qui est assez faible, Jupiter fait 317 fois la masse de la Terre). Ce dispositif possède certainement une ceinture d'astéroïdes à à peu près 1 UA de l'étoile.

• Le 4 août 2006, Ray Jayawardhana et Valentin Ivanov ont repéré, grâce au New Technology Telescope de 3, 5 m de l'observatoire de La Silla de l'Observatoire européen austral (ESO), Oph 162225-240515, un dispositif double à deux planètes tournant l'une autour de l'autre et flottant librement dans l'espace.

• Le 18 septembre 2006, une équipe d'astronomes du Smithsonian annonce la probable découverte d'un nouveau type de planète : avec un rayon équivalent à 1, 38 fois celui de Jupiter mais n'ayant même pas la moitié de sa masse, c'est l'exoplanète la moins dense jamais découverte. Cela lui confère une densité inférieure à celle du liège, qui lui permettrait de flotter confortablement s'il existait un récipient d'eau assez volumineux pour la contenir. L'objet est baptisé HAT-P-1 ; son étoile est l'astre principal d'un dispositif double, localisé à quelque 450 années-lumière de la Terre dans la constellation du Lézard et connu sous le nom ADS 16402. Les deux étoiles sont identiques au Soleil mais plus jeunes, à peu près 3, 6 milliards d'années.

• Le 5 octobre 2006, Kailash Sahu, du Space Telescope Science Institute de Baltimore, et ses collègues américains, chiliens, suédois et italiens auraient découvert, grâce au télescope spatial Hubble, 5 exoplanètes d'une nouvelle classe baptisées «planètes à période de révolution ultra-courte» (USPP : Ultra-Short-Period Planet) parce qu'elles font le tour de leur astre en moins d'une journée terrestre, 0, 4 jour (moins de 10 heures) pour la plus rapide. Les objets semblent être des planètes gazeuses géantes de faible densité identiques à Jupiter, tournant autour d'étoiles plus petites que le Soleil.

• Le 25 avril 2007, le télescope Harps de 3, 6 m de l'Observatoire de La Silla de l'ESO au Chili annonce la découverte d'une planète «de type terrestre habitable» : Gliese 581 c, orbitant autour de l'étoile Gliese 581 localisée à uniquement 20, 5 années-lumière de la Terre. Trois laboratoires associés du CNRS ont participé à la découverte, avec des chercheurs de l'Observatoire de Genève et du Centre d'astronomie de Lisbonne ^[6].

• Le 8 novembre 2007, Une équipe d'astronomes conduite par Debra Fischer (San Francisco State University) et Geoff Marcy (University of California, Berkeley) a découvert une cinquième planète autour de 55 Cancri, une étoile localisée à 41 années-lumière dans la constellation du Cancer, faisant de ce dispositif, le plus «peuplé» en exoplanétes connu à ce jour^[7].

• Le 2 janvier 2008 l'Institut Max-Planck de recherche sur le dispositif solaire (Heidelberg en Allemagne) annonce avoir découvert une jeune planète en formation dans le disque circumstellaire de TW Hydræ, une étoile de moins de 10 millions d'années qu'elle frôle à moins de 0, 04 unité astronomique, soit 25 fois moins que la distance entre la Terre et le Soleil. L'étude de cette planète gazeuse dix fois plus massive que Jupiter devra permettre de mieux comprendre la formation des planètes^{[8], [9]}. Il s'agit de la première planète détectée autour d'une étoile de moins de 100 millions d'années. Cette découverte, qui a été faite grâce au spectrographe Feros installé sur l'observatoire de La Silla (ESO) au Chili, pourrait remettre en cause la «théorie de la migration» qui établissait que les exoplanètes de type «Jupiter chaud» se formaient à une distance bien plus éloignée de leur étoile et ne s'en rapprochaient qu'ensuite.

• MOA-2007-BLG-192-Lb devient la planète extrasolaire la plus légère connue après PSR 1257+12 A (planète en orbite autour d'un pulsar). C'est une terre glacée 3, 3 fois plus massive (uniquement) que la Terre en orbite autour d'une naine rouge ou une naine brune. Elle a été découverte par microlentille gravitationnelle.

• Le 13 novembre 2008 est annoncé la découverte de la première planète extrasolaire, Fomalhaut b, par visualisation directe sur une photographie coronographique provenant du télescope spatial Hubble.

• Toujours le 13 novembre 2008 est annoncé la découverte, par les télescopes Keck et Gemini à Hawaii, d'un dispositif de 3 planètes, HR 8799, et ce grâce à la technique d'imagerie directe.

• Le 3 février 2009 est annoncée la découverte par le satellite CoRot de CoRoT-7b, la plus petite des exoplanètes jamais observées à ce jour qui fait près de deux fois le diamètre de la Terre. Particulièrement proche de son étoile où elle accomplie une révolution en 20 heures, elle est aussi particulièrement chaude où la température est localisée entre 1 000 et 1 500 °C^[10].

Méthodes de détection

Article détaillé : Méthodes de détection des exoplanètes.

Détecter une exoplanète de manière directe n'est pas une chose facile, et ce pour plusieurs raisons :

• une planète ne produit pas de lumière : elle ne fait que diffuser celle qu'elle reçoit de son étoile, ce qui est bien peu.
• la distance qui nous sépare de l'étoile est de loin énormément plus importante que celle qui sépare l'exoplanète et son étoile : le pouvoir séparateur des instruments de détection doit par conséquent être particulièrement élevé pour pouvoir les distinguer.

Ainsi, les seules méthodes de détection qui fonctionnaient jusqu'à particulièrement récemment sont nommées méthodes «indirectes», car elles ne détectent pas directement les photons venant de la planète. Il existe plusieurs méthodes, présentes et futures pour détecter une exoplanète. La majorité sont détectées depuis les observatoires au sol.

Par la vitesse radiale

Article détaillé : Méthode des vitesses radiales.

Cette méthode est basée sur l'étude du spectre lumineux de l'étoile. Les mouvements d'un astre sont influencés par la présence d'une planète orbitant autour de lui, ce qui provoque un décalage périodique de sa position. Cela sert à déterminer grâce à l'effet Doppler-Fizeau la vitesse radiale du spectre lumineux. De manière semblable aux binaires spectroscopiques, ceci nous apporte des informations concernant la position de l'orbite de la planète mais aussi sur sa masse.

Cette méthode de détection est plus performante pour des vitesses radiales élevées : c'est à dire, pour des planètes évoluant particulièrement près de leur étoile, et qui sont particulièrement massives. Ceci explique que de nombreuses exoplanètes découvertes jusqu'à actuellement ont une orbite particulièrement proche de leur étoile.

C'est par cette méthode que la majorité des planètes extrasolaires ont été détectées.

Par le transit

Article détaillé : Transit astronomique.

Transit primaire (méthode indirecte)

Le transit de la planète devant son étoile fait fluctuer la luminosité de cette dernière

Cette méthode de détection indirecte est basée sur l'étude de la luminosité de l'étoile. En effet, si celle-ci fluctue périodiquement cela peut provenir du fait qu'une planète passe devant.

Cette méthode a été proposée pour la première fois en 1951 par Otto Struve de l'observatoire Yerkes de l'université de Chicago. Elle a été proposée à nouveau à deux reprises : en 1971 par Franck Rosenblatt de l'université Cornell, puis en 1980 par William Borucki du centre de recherche Ames de la NASA, en Californie.

Bien que la variation de luminosité d'une étoile soit plus aisément repérable que la variation de sa vitesse radiale, cette méthode se révèle peu efficace en termes de quantité de planètes détectées comparé à la somme des étoiles observées. En effet, on ne peut l'utiliser que dans le cas où nous observons le dispositif stellaire presque par la tranche. On peut montrer que pour des orientations aléatoires de l'orbite, la probabilité géométrique de détection par cette méthode est inversement proportionnelle à la distance entre l'étoile et la planète. On estime à 5 % des étoiles avec une exoplanète la quantité détectable avec cette méthode.

Cependant, elle a l'avantage de ne nécessiter l'usage que de télescopes de dimensions raisonnables.

Dans notre propre dispositif solaire, on peut aussi observer des transits de planètes : les transits de Vénus et de Mercure ne peuvent cependant être observés tout au plus que quelques fois par siècle.

Transit secondaire (méthode semi-directe)

Le principe repose sur le transit secondaire, c'est-à-dire lorsque la planète passe derrière l'étoile. Dans ce cas on peut détecter les photons provenant de l'hémisphère éclairé de la planète, ce qui fait de cette méthode une méthode en semi-directe. En résumé, on étudie le signal lumineux provenant d'une planète éclipsée par son étoile et on retire ensuite le signal lumineux émis par l'étoile (que on a mesuré jusque là), on obtient alors la signature de la planète.

La première détection du transit secondaire a été faite avec le télescope spatial Hubble en 2003 sur l'étoile HD 209458 (voir ce lien pour plus de détails (en anglais) ).

Il y a peu de temps, des équipes d'astronomes ont réussi à détecter deux exoplanètes de manière directe, par l'utilisation du satellite Spitzer. Celles-ci, qui étaient déjà connues, ont été repérées grâce à la lumière infrarouge qu'elles émettaient.

Cela ouvre de nouvelles opportunités dans le domaine de l'observation. En effet, les chercheurs vont désormais pouvoir essayer de comparer certaines caractéristiques principales des exoplanètes repérées jusque là, telles que la couleur, la réflectivité et la température. Ceci permettra de mieux comprendre la manière dont celles-ci viennent à se former.

Par astrométrie

Elle repose sur la détection des perturbations angulaires de la trajectoire d'une étoile. Plus la masse de la planète, et la distance qui sépare l'étoile de la planète sont grandes, plus le dispositif est proche de nous et par conséquent visible.

Cette méthode, quoiqu'elle soit connue depuis longtemps, n'avait pas toujours été utilisée à cause des infimes variations qu'elle devait repérer. Mais ce sera bientôt chose envisageable avec surtout la mise en place du mode double champ du Very Large Telescope Interferometer (VLTI) nommé PRIMA.

Par l'effet de microlentille gravitationnelle

Microlentille gravitationnelle d'une planète extrasolaire

Cette méthode s'appuie sur la courbure de la lumière émise par une étoile distante ou un quasar, quand un objet massif s'aligne «suffisamment» avec cette source, phénomène nommé «lentille gravitationnelle». La distorsion de la lumière est due au champ gravitationnel de l'objet lentille, une des conséquences de la relativité générale, comme l'a décrit Albert Einstein en 1915. Il en découle un effet de lentille, formation de deux images déformées de l'étoile distante, ou alors davantage.

Dans le cas de la recherche d'exoplanètes, la planète cible, en orbite autour de l'étoile lentille, apporte une information supplémentaire, servant à déterminer sa masse et sa distance de l'étoile. On parle de microlentille car la planète n'émet pas ou particulièrement peu de lumière.

Cette technique permet d'observer des astres de masse même assez faible, puisque les observations ne s'appuient pas sur la radiation reçue.

Directe

L'utilisation combinée de dispositifs de correction en temps réel nommés optique adaptative et de la coronographie a permis récemment de détecter une exoplanète directement à l'aide du VLT^[11].

D'énormes efforts sont consacrés aujourd'hui à le perfectionnement des techniques d'optique adaptative, de coronographie stellaire, et de traitement d'image, pour développer une imagerie astronomique à particulièrement haut contraste capable de détecter des exoplanètes de la taille de la Terre. Ces méthodes sont détaillées dans la page principale.

La première photographie optique d'une exoplanète est publiée le 13 novembre 2008. Prise par le télescope spatial Hubble, la planète a une masse certainement proche de celle de Jupiter. Baptisée Fomalhaut b, elle est en orbite autour de l'étoile Fomalhaut dans la constellation du Poisson austral (Piscis Austrinus) à à peu près 25 années lumières. Fomalhaut b est distante d'environ dix fois la distance séparant Saturne du Soleil^[12]. Cette découverte est annoncée en même temps que celle de l'astronome canadien Christian Marois concernant la première observation directe, à 129 années lumière, d'un dispositif solaire entier composé de trois planètes géantes photographiées dans l'infrarouge autour de l'étoile HR 8799^[13].

Notes et références

Voir aussi