PLANÈTES EXTRASOLAIRES

PLANÈTES EXTRASOLAIRES

PLANÈTES EXTRASOLAIRES

Notre système solaire est-il unique? Comment s’est-il formé? Ces questions sont restées purement théoriques pendant des siècles, faute de moyens d’observation adéquats. En 1984, le satellite Iras (Infrared Astronomical Satellite) mit en évidence l’existence de poussière froide autour de plusieurs étoiles proches, marquant ainsi le début des observations des disques protoplanétaires. Des techniques très sophistiquées permettent désormais de détecter de façon indirecte des planètes extrasolaires. La découverte, à la fin de 1995, de telles planètes marque probablement le début d’une longue série. Leur observation directe peut également être envisagée, dans un avenir toutefois un peu plus lointain.

1. UN PROBLÈME DIFFICILE

Les planètes – telluriques et géantes – de notre système solaire servent généralement de références pour la recherche de leurs consœurs extrasolaires. Si l’on observait notre système solaire depuis une distance de trente années de lumière (a.l.), Jupiter, la plus grosse de nos planètes, serait séparée du Soleil par un angle inférieur à une demi-seconde (1 seconde représente l’angle sous lequel on voit une pièce de 10 centimes à une distance de 1 kilomètre), et la Terre par un angle inférieur à un dixième de seconde! De plus, les planètes sont nettement moins lumineuses que le Soleil: dix millions de fois pour Jupiter et cinq milliards de fois pour la Terre. Aucun télescope, même de grande ouverture et équipé des meilleurs détecteurs, n’est encore capable de former l’image d’un tel système.

2. LA DÉTECTION INDIRECTE DE PLANÈTES

À défaut d’observer directement des planètes extrasolaires, il est possible de les mettre en évidence en mesurant les perturbations photométriques ou dynamiques qu’elles exercent sur l’étoile autour de laquelle elles gravitent. On met aussi à profit les effets de lentille gravitationnelle.

La détection photométrique

Si, au cours de sa révolution autour de l’étoile, la planète s’interpose entre celle-ci et un observateur, la lumière qu’il reçoit va décroître. La variation de luminosité est cependant faible: 1 p. 100 pour une planète semblable à Jupiter, un cent millième pour une planète de type tellurique; elle est en outre éphémère – elle ne dure que quelques heures – et rare – elle ne se reproduit qu’à des intervalles de temps égaux à la période de révolution de la planète: douze ans pour Jupiter, un an pour la Terre. On peut détecter depuis le sol des variations d’éclat relatif de 1 p. 100. Dans un cas déjà, celui de l’étoile 廓 Pictoris, une faible variation d’éclat a été observée et attribuée à une occultation par une planète géante. Mais, afin de confirmer ce résultat, il faut poursuivre l’observation de cette étoile pendant plusieurs années, jusqu’à la prochaine occultation. Des campagnes de suivis photométriques au sol ont débuté pour détecter des planètes géantes autour d’autres étoiles proches. Depuis l’espace, une meilleure précision photométrique est envisageable; un télescope dédié pendant dix ans à cette tâche pourrait théoriquement détecter même des planètes telluriques.

Les perturbations dynamiques

Conformément aux lois de Kepler, planètes et étoiles tournent autour du centre de gravité de leur système. La position de l’étoile dans le ciel varie légèrement au cours du temps: ainsi, Jupiter produit un déplacement apparent du Soleil d’un millième de seconde d’angle en douze ans pour un observateur situé à 30 a.l., et la Terre un déplacement inférieur à une microseconde d’angle en un an. Un suivi temporel suffisamment précis de la position de l’étoile dans le ciel (par astrométrie) pourrait permettre de tracer sa trajectoire et de remonter aux caractéristiques de la planète perturbatrice. Les futurs grands télescopes au sol permettront probablement de détecter ainsi des planètes géantes autour des étoiles les plus proches (situées à moins de 30 a.l.).

La planète induit aussi une variation de la vitesse radiale de l’étoile par rapport à un observateur fixe. Ainsi, le Soleil subit une variation de vitesse radiale de 13 mètres par seconde en douze ans sous l’action de Jupiter et de quelques centimètres par seconde en un an sous celle de la Terre. Des spectrographes très sophistiqués, capables de mesurer les vitesses radiales avec une très grande précision (de l’ordre de 10 m/s), ont été développés et utilisés pour rechercher des planètes géantes. Les premiers résultats positifs ont été obtenus à la fin de 1995 pour une étoile proche, 51 Pegasi, et en 1996 pour trois autres étoiles, 47 Ursae Majoris, 70 Virginis et 55 Cancri (fig. 1). Les planètes qui ont été mises en évidence sont de masses égales ou supérieures à celle de Jupiter et situées sur des orbites très proches de leur étoile: moins de 1 à 2 unités astronomiques (UA), alors que Jupiter gravite à 5 UA environ du Soleil. En particulier, la planète de 51 Pegasi est à seulement quelques rayons stellaires de l’étoile. Cette proximité est étonnante: il est en effet très difficile d’envisager que des planètes géantes puissent se former aussi près des étoiles. La spectroscopie permettra sans aucun doute de détecter beaucoup d’autres planètes géantes extrasolaires.

Les effets de microlentilles

Le passage d’une étoile près de la ligne de visée d’une étoile lointaine peut entraîner pour l’observateur une légère variation dans la luminosité de l’étoile éloignée (il s’agit du phénomène de lentille gravitationnelle). Si l’étoile déflectrice est de plus accompagnée d’une planète, un second phénomène de lentille, moins intense et plus bref, se produira. En suivant pendant huit ans trente-cinq millions d’étoiles environ en direction du bulbe de notre Galaxie, on estime pouvoir détecter par cette méthode quelques centaines de planètes géantes et quelques dizaines de planètes telluriques.

Ces diverses méthodes de détection indirecte permettront d’évaluer le taux d’occurrence de systèmes planétaires extrasolaires, de déterminer la distribution en masse des planètes, leur distance par rapport à l’étoile centrale, etc., paramètres importants de la formation et de l’évolution des systèmes planétaires. Leur principe est assez simple, mais leur utilisation peut être délicate: elles nécessitent de longues périodes d’observation en continu (il faut donc parfois monopoliser une véritable batterie de télescopes répartis sur le globe). En outre, elles sont souvent sensibles à la géométrie du système, en particulier à l’inclinaison du plan de l’orbite de la planète extrasolaire par rapport à la ligne de visée. Enfin, certaines méthodes – la spectroscopie, par exemple – ne sont applicables qu’à des types particuliers d’étoiles.

3. L’OBSERVATION DIRECTE DE PLANÈTES, UN VÉRITABLE DÉFI

La détection directe comporte plusieurs avantages: elle est sans ambiguïté, immédiate, applicable à tous les types d’étoiles et insensible à la géométrie du système. Deux difficultés se présentent cependant: entre étoile et planète, le contraste de brillance est très élevé et la séparation angulaire faible, même dans le cas de systèmes proches de nous.

La coronographie, qui consiste à éclipser artificiellement une étoile pour observer son environnement proche, peut résoudre le problème du contraste. Elle a déjà permis de découvrir un disque, très peu lumineux, autour de 廓 Pictoris, disque qui est interprété comme un système protoplanétaire.

Pour résoudre le problème de la faible séparation angulaire, il faut observer avec une résolution angulaire aussi bonne que possible, c’est-à-dire à la limite de diffraction des télescopes. Cette limite est d’autant meilleure que le télescope est grand. Depuis l’espace, elle est atteinte naturellement. Depuis le sol, il faut, pour la recouvrer, s’affranchir du brouillage des images par l’atmosphère, qui limite la résolution à typiquement une seconde d’angle, quelle que soit l’ouverture du télescope. L’optique adaptative le permet. Un couplage optique adaptative-coronographie a permis en 1995 d’observer la partie interne du disque de 廓 Pictoris. Poussé à ses limites de performances et utilisé avec de très grands télescopes, ce couplage permettra probablement d’obtenir des images des planètes géantes autour d’étoiles proches. L’interférométrie permet d’augmenter sensiblement la résolution angulaire: en combinant la lumière issue de plusieurs télescopes éloignés observant la même région du ciel, on aboutit à une résolution angulaire égale à celle que l’on obtiendrait avec un gigantesque instrument d’ouverture égale à la distance entre les télescopes. Une fois complètement opérationnels et suffisamment sensibles, depuis le sol ou, de préférence, depuis l’espace, ces systèmes pourront détecter des planètes, petites ou grosses. Un interféromètre spatial déployé à quelques unités astronomiques de la Terre pourra même y chercher ensuite de l’oxygène, signe de vie. Mais il faudra pour cela raisonnablement attendre le XXI^e siècle.

Utilisation de nouvelles technologies, précision instrumentale extrême, ténacité des astronomes sont les conditions nécessaires pour détecter des planètes extrasolaires. L’année 1995 demeurera comme celle des premières découvertes, même si des planètes plus “exotiques” avaient été mises en évidence autour d’un pulsar en 1992. La fin du XX^e siècle verra probablement beaucoup d’autres découvertes. Le XXI^e siècle sera celui de l’étude détaillée des systèmes extrasolaires. Notre vision de l’Univers pourrait alors radicalement changer.

Encyclopédie Universelle. 2012.