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LES EXOPLANETES Laurent CASSIGNARD Septembre 2009 1.

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1 LES EXOPLANETES Laurent CASSIGNARD Septembre

2 PREAMBULE Le présent exposé est avant tout le fruit dune curiosité pour la question des exoplanètes et a pour seul objectif de faire une synthèse de létat des connaissances et des recherches en la matière, avec un souci de vulgarisation. Il ne sagit donc pas dune étude dune grande précision scientifique mais tout simplement dune découverte de la question fascinante des exoplanètes, que je vous propose daborder par le biais de quelques interrogations : 1. Quest ce quune exoplanète? 2. Pourquoi recherche-t-on des exoplanètes ? 3. Comment recherche-t-on des exoplanètes ? 4. Quel est létat des découvertes ? 5.Pourra-t-on découvrir de la vie sur une exoplanète ? 2

3 1 – Quest ce quune exoplanète ? Le terme «exoplanète » = « planète » + préfixe « exo » signifiant « en dehors » en grec ancien. Sert à désigner des planètes situées en dehors du système solaire, orbitant autour dune étoile autre que le soleil. On parle aussi de « planètes extra-solaires ». La notion de planète mérite quelque précisions : Définition adoptée par la 26 ème assemblée générale de lUnion Astronomique Internationale : une planète est un corps céleste qui : est en orbite autour du soleil, a une masse suffisante pour que sa gravité lemporte sur les forces de cohésion du corps solide et le maintienne en équilibre hydrostatique, sous une forme pratiquement sphérique (une planète est forcément ronde, la gravité, en fonction de la masse de la planète empêchant, par exemple, la formation de montagnes au-delà dune certaine altitude sans effondrement), a éliminé tout corps susceptible de se déplacer sur une orbite proche (ce qui nest pas le cas des planètes naines). Cette définition peut-elle être transposée en dehors du système solaire pour être appliquée à des corps célestes orbitant autour détoiles ? 3

4 1 – Quest ce quune exoplanète ? En dehors du système solaire, cette définition peut savérer insuffisante car des corps répondant aux critères ci-dessus peuvent ne pas être des planètes (ex. étoile orbitant autour dune autre étoile). Comment distinguer planètes et étoiles ? Les planètes sont des corps ne présentant aucune énergie interne de type nucléaire au contraire des étoiles. Les réactions thermonucléaires commencent à samorcer dans des corps présentant une masse > 13 masses de Jupiter environ, avec la fusion du deutérium (hydrogène lourd) = étoiles de faible masse : « naines brunes » émettant une lumière rougeâtre (réactions nucléaires ne durant que quelques dizaine de millions dannées). Avec des masses > 80 masses de Jupiter, lhydrogène entre en fusion et les réactions nucléaires peuvent durer sur plusieurs milliards dannées. On est en présence dune véritable étoile. 4

5 1 – Quest ce quune exoplanète ? Risques de confusion entre planètes et les naines brunes car : au cours de leur formation, des planètes peuvent avoir une masse < 13 masses de Jupiter puis grossir et dépasser cette masse critique, sans devenir des naines brunes des planètes peuvent avoir une taille supérieure à celle de naines brunes, mais une masse plus faible < au seuil de 13 M Jupiter. Exemple : Létoile OGLE-TR-122b orbitant autour de létoile OGLE-TR-122 a une taille comparable à celle de Jupiter mais est 100 x plus massive (mais 10 x moins massive que le Soleil). 5 Etoiles et étoiles naines

6 2 – Pourquoi recherche-t-on des exoplanètes ? Pour tenter de répondre à une question aussi ancienne que lintérêt que porte lHomme aux phénomènes célestes : existe-t-il dautres mondes capables dabriter la vie en dehors de la terre et du système solaire ? Diogène Laërce (philosophe grec qui relata notamment les écrits dEpicure) : « LUnivers est illimité. Il est formé à la fois du plein et du vide (…). Cest de lui que se forment, en nombre illimité, des mondes et cest à lui aussi quaboutit leur dissolution », Giordano Bruno (ci-contre) (16 ème ), dans « Linfini, lUnivers et les mondes » affirmait « LUnivers étant infini, il faut à la fin quil y ait une pluralité de soleils (…). Autour de ces soleils peuvent tourner des terres dune masse plus grande ou plus petite que la notre ». (écrits contraires au Dogme de lEglise qui lui valurent une condamnation par le tribunal de lInquisition et le bûcher !) 6

7 2 – Pourquoi recherche-t-on des exoplanètes ? Christian Huygens (ci-contre) (17 ème ) affirma que les étoiles et le soleil ont une nature similaire et que les étoiles sont susceptibles dêtre accompagnées de systèmes planétaires semblables au système solaire. Il tenta de les observer mais se rendit à lévidence que cela était impossible. Par la suite, lexistence dautres mondes n a cessé dexciter la curiosité humaine : littérature, cinéma, développement de la science-fiction et de la croyance aux OVNI. Pour approfondir les connaissances en matière de formation des planètes et de formation et dorganisation des systèmes planétaires. La planétologie comparée entre le système solaire et dautres systèmes planétaires devrait permettre (i) de mieux comprendre le système solaire et sa formation et (ii) de savoir si sa configuration est partagée par dautres systèmes planétaires dans lUnivers ou fait figure dexception. 7

8 3 – Comment recherche-t-on des exoplanètes ? La détection par observation directe est très difficile Les exoplanètes sont : - très peu lumineuses (magnitude de 25/26 pour les plus importantes), - proches de leur étoile (moins de 1 seconde darc). Difficile de les détecter par lobservation directe, le contraste lumineux entre létoile et la planète étant trop important, la luminosité de létoile « éblouissant » lobservateur. Exemple : Un observateur situé sur une planète orbitant autour dune étoile lointaine tentant dobserver Vénus serait confrontés au problème suivant : magnitude de Vénus : – 4,4 lorsquelle est la plus brillante; magnitude apparente du Soleil : – 26,8; différence de magnitude = plus de 22, le Soleil est donc plus dun milliard de fois brillant que Vénus, ce qui la rendrait totalement invisible car noyée dans la lumière émise par le Soleil. Par ailleurs, les observations depuis la Terre sont rendues difficiles par la densité et la composition de latmosphère terrestre et la rotation de la Terre (alternance jour/nuit). L envoi de télescope dans lespace, tel Hubble, permet datténuer ces difficultés. Dautres techniques permettent doptimiser les résultats en observation directe : 8

9 3 – Comment recherche-t-on des exoplanètes ? La coronographie (exemple ci-contre en haut) : consiste à masquer la lumière centrale de létoile avec un coronographe, pour mieux observer sa couronne et sa périphérie. Observation dans linfrarouge couplée à la technologie doptique adaptative : le contraste existant entre la luminosité de létoile et celle dune exoplanète est moins important dans linfrarouge thermique car une exoplanète émet son propre flux en fonction de sa température (Cf ci-contre en bas). Loptique adaptative = technique de correction optique en temps réel commandée par un ordinateur pilotant un miroir déformable - permet de réduire très sensiblement les déformations provoquées par la turbulence terrestre (ex : système MAD sur le VLT de lESO). Interférométrie infrarouge dite « frange noire » : observer lensemble étoile-planète avec un interféromètre (ensemble de plusieurs télescopes) construit de telle façon que la réponse du système au centre de limage, là où se trouve létoile, soit nulle. 9 Planète autour de naine brune 2M1207

10 3 – Comment recherche-t-on des exoplanètes ? La détection indirecte La mesure de la vitesse radiale (vélocimétrie) : Lexistence dune planète orbitant autour dune étoile peut être détectée en mesurant la légère perturbation quelle provoque sur létoile, le système étoile-planète étant en mouvement autour du centre dinertie du système (Cf. ci-contre en haut). Une grande précision de mesure est nécessaire : le mouvement de létoile étant très ténu (équivaut à observer une oscillation de Jupiter de lordre dune pièce de 2 depuis la Terre) – Technique destinée à des étoiles proches. Mesure des mouvements par leffet Doppler : létoile séloigne de lobservateur, les raies de son spectre son décalées vers le rouge - elle se rapproche, le décalage seffectue vers le bleu (Cf ci- contre en bas). Calcul de la vitesse de déplacement de létoile par mesures spectroscopiques. Position, masse, rayon et inclinaison de lorbite de la planète influençant le mouvement de létoile sont déterminés par des calculs mécaniques. 10

11 3 – Comment recherche-t-on des exoplanètes ? Limites : méthode efficace pour des planètes massives en orbite rapprochée autour de leur étoile – le plan orbital de la planète doit être parallèle à la ligne de visée de lobservateur. Lastrométrie (ci-contre en haut) : mesure des changements de la position angulaire de létoile dans le ciel afin dapprécier son oscillation autour du centre de gravité du système étoile-planète. Limites : convient pour des planètes à longues périodes orbitales autour détoiles peu massives et proches de nous – optimisation des mesures à partir de satellites – mesures sur des années La méthode des transits (ci-contre en bas) : mesure des très faibles diminutions de léclat dune étoile dues à loccultation que crée une planète en passant devant son étoile. Limites : efficace pour grosses planètes en orbite rapprochée – probabilité faible quune planète passe entre son étoile et nous – impossible depuis la Terre de détecter des baisses de luminosité < 1% (une planète de la taille de la Terre induit une baisse de 0,1 %) 11

12 3 – Comment recherche-t-on des exoplanètes ? La méthode des lentilles gravitationnelles : mesure de lamplification de la lumière dune étoile lointaine, par effet de « loupe gravitationnelle », causée par le passage en avant plan dun système étoile-planète. Permet détection de planètes de faible masse et éloignées de leur étoile. Limites : lobservation nest pas prévisible à lavance et nest pas reproductible – nécessite un champ stellaire dense pour augmenter les chances de passage devant une étoile plus éloignée. Le Chronométrage : consiste à mesurer la variation de temps darrivée dun signal périodique (lumière dune étoile ou signal radio dun pulsar) due aux perturbations causées par la présence dune planète. (Exemple de radio-télescope ci-contre en bas) 12

13 3 – Comment recherche-t-on des exoplanètes ? Le développement des techniques de détection Une plus grande précision dans la mesure de la vitesse radiale : le spectromètre HARPS installé depuis 2004 sur le télescope de 3,60 m de lESO à La Silla (Chili) permet datteindre une précision de mesure de 1m/s (le déplacement induit par Saturne sur le Soleil est de 3m/s). Il a permis de détecter une planète de 1/6 ème de masse de Saturne (17 masses terrestres). Linterférométrie au service de lastrométrie : le satellite Hipparcos permettait datteindre des mesures angulaires de quelques millisecondes darc (mesuré depuis une distance de 15pc, le déplacement du soleil induit par Saturne = 0,18 millisecondes darc). De nouveaux interféromètres devraient permettre daffiner la précision pour détecter les infimes variations de la position dune étoile dues à la présence de planètes : - quelques 100èmes de millisecondes pour PRIMA installé sur le VLT de lESO au Chili 13 Site de La Sylla Schéma PRIMA

14 - quelques microsecondes darc pour les interféromètres spatiaux GAIA (ESO) (ci-contre en haut) et SIM (NASA) à horizon 2012/2015 La détection des transits depuis lespace : les télescopes spatiaux permettent des mesures des flux stellaires plus précises et plus longues que depuis la Terre (Hubble) du fait de labsence dalternance jour/nuit. Mission CoRoT (CNES) : télescope de 25 cm et caméra grand champ constituée de 4 détecteurs ultra-sensibles et ultra-stables. Lancé fin 2006 – Destiné à la détection des exoplanètes par application de la méthode des transits, avec observation systématique denviron étoiles. Mission Kepler (NASA) : télescope de 1 m qui lancé en mars 2009 Précision de détection : baisse de luminosité dune étoile de 0,002 % Ojectif : détecter des planètes telluriques de la taille de la Terre 3 – Comment recherche-t-on des exoplanètes ? 14 GAIA CoRoT

15 3 – Comment recherche ton des exoplanètes ? Linterféromètrie infrarouge dans lespace : Le Projet DARWIN (ESA) : projet combinant les techniques de linterférométrie infrarouge et de la coronographie. Lobjectif est de placer en orbite 6 télescopes disposés en cercle autour dun satellite abritant un laboratoire de recombinaison des mesures. Un 8 ème satellite doit assurer les transmissions vers la Terre et le maintien de la stabilité du système. Mise en œuvre horizon 2014/2020 Le projet TPF (NASA) : projet semblable au projet Darwin. Il nest pas exclu que les 2 projets fusionnent 3 – Comment recherche-t-on des exoplanètes ? 15 DARWIN TPF

16 4 – Quel est létat des découvertes ? Des « Jupiters chauds » au super - Terres Les Jupiter-chauds : une majorité des exoplanètes découvertes ont une masse supérieure à celle de Jupiter, sont constituées de gaz (hydrogène et hélium) et sont très proches de leur étoile parente ( doù leur appellation de « Jupiter-chauds »). Explication : les techniques de détection et les limites de leur précision ont favorisé la découverte de planètes de masse importante et proches de leurs étoiles parentes. Leurs périodes de révolution sont inférieures à celle de Mercure ( 88 j) et peuvent même être très courtes (1,2 j, minimum observé pour OGLE-TR-56b située à 0,02 UA de son étoile). Leur température est estimée entre 1000 et 1600 °. A titre dexemple, la détection dune planète comme Jupiter, dont la période de révolution et de 12 années environ, nécessiterait une campagne dobservation sur plusieurs années. 1 ère découverte confirmée dune exoplanète : 51 Pegasi b en 1995 par Michel Mayor et Didier Queloz autour de létoile 51 Pegasi (orbite à 0,052 UA de létoile – température estimée : 1000 °) Nombre de découvertes actuelles : 373 au 7/09/2009, dont 300 par vélocimétrie, 55 par la méthode des transits, 10 par imagerie et 8 par méthode des microlentilles. Proportion détoiles accompagnées de planètes : environ 5 à 10 % des étoiles observées en fonction des techniques actuelles. 1 ère mesure du rayon dune exoplanète en 1999 par la méthode des transits. Le couplage avec des données vélocimétriques permet de calculer la masse de la planète 16

17 4 – Quel est létat des découvertes ? Question : Comment des géantes gazeuses peuvent-elles se trouver aussi proches de leurs étoiles parentes ? Selon les théories en vigueur, les planètes géantes se forment à un minimum de 5 UA des étoiles. On pense que ces géantes se sont formées plus loin et ont migré vers leur étoile en raison dun phénomène dinteraction gravitationnelle entre le disque protoplanétaire et la planète, lequel freine la planète, ce qui la rapproche de son étoile jusquà ce que linteraction cesse et que la planète soit en orbite stable. (nb. la migration des planètes semble aussi avoir concerné le système solaire, Jupiter et Saturne ayant apparemment changé dorbite depuis leur formation) Si lorbite ne se stabilise pas ces planètes sont condamnées à se rapprocher de leur étoile pour finalement sy écraser. 17

18 4 – Quel est létat des découvertes ? Les planètes « Chtoniennes » (dieux chtoniens = dieux des profondeurs de la Terre en Grèce antique) : en1999 découverte dun planète (Osiris) dune masse de 0,69 Jupiter, orbitant à 0,045 UA dune étoile située dans la constellation de Pégase, avec une période de révolution de 3,5 j. 1 ère planète dont latmosphère a été analysée par spectrographie lors de son transit entre la Terre et son étoile. Son atmosphère est composé de sodium et dhydrogène avec une température estimée à 1120°. Les observations ont montré que la planète possède une queue semblable à celle dune comète. En fait, il sagit de « lévaporation » de latmosphère qui est littéralement soufflée en raison de la proximité de létoile. Après évaporation totale, il ne resterait plus que le noyau métallique ou rocheux. Mercure serait-elle une planète chtonienne ? Les super Terres 18 Osiris

19 4 – Quel est létat des découvertes ? Les planètes telluriques : on considère, en létat des connaissances, que les planètes telluriques ont nécessairement une taille limitée (10 masses terrestre au maximum). Au-delà, les planètes sont de nature gazeuse. La précision accrue des instruments permet de découvrir des planètes de plus en plus petites. Corot a permis de découvrir en 2008 une planète rocheuse (CoRoT-Exo-7b) : rayon = 1,64 x celui de la Terre et masse =. Mais celle-ci est très proche de son étoile : 0,7 UA (période révolution : 20h – température 1000 à 1500°). En 2007, le spectromètre HARPS, a permis de découvrir un ensemble de 4 planètes autour de la naine rouge Gliese 581 dans la constellation de la Balance, dont Gliese 581e (masse = 2 x Terre) et Gliese 581d (masse = 8 x Terre) située dans une zone permettant peut- être la présence deau liquide à sa surface. 19 Système GLIESE 581 CoRoT Exo 7b

20 4 – Quel est létat des découvertes ? Des systèmes planétaires différents du système solaire : il semblerait résulter des 1 ère découvertes que les systèmes planétaires extra-solaires soient très divers, le système solaire apparaissant comme un modèle assez singulier. Des orbites excentriques : les observations montrent que pour des périodes de révolution < 10 j les orbites des exoplanètes sont quasi-circulaires (phénomène de marée avec létoile parente). Dès que lon séloigne les orbites deviennent très elliptiques. Conséquence : température peut doubler rapidement lorsque la planète se rapproche de létoile. Hypothèse : Cela pourrait éventuellement être la résultante dinteractions gravitationnelles entre planètes, avec des planétésimaux ou avec des étoiles. Des orbites en dehors du plan de lécliptique: dans le système solaire les orbites des différentes planètes sont très proches du plan de lécliptique. On a découvert des exoplanètes dont les orbites sont fortement inclinées par rapport au plan de lécliptique (cf. schéma ci-contre planète XO-3b) et des systèmes avec des planètes orbitant sur des plans différents 20

21 4 – Quel est létat des découvertes ? Une absence de régularité dans la répartition des planètes : les découvertes réalisées jusquà ce jour tendent à montrer quil existe une grande variété de répartition des planètes dans les différents systèmes (Cf. schéma ci-contre en haut). Une équipe américaine (Edward Thommes, Soko Matsumara et Frederic Rasio de la Northwestern University à Evanston dans lIllinois) a modélisé, à laide dun super- ordinateur la formation des systèmes planétaires à partir dun disque de poussières et de gaz en rotation. Cette expérience a montré que la naissance des planètes est extrêmement chaotique : 1°) les interactions entre le disque et les planètes précipitent celles-ci vers leur étoile (certaines vont jusquà sy écraser) et 2°) les interactions entre les planètes perturbent leurs orbites jusquà les rendre fortement elliptiques (certaines planètes peuvent même être expulsées du système) Lexpérience a permis de modéliser plus de cent systèmes différents (ci-contre en bas système orbitant autour de HR b 7 M Jupiter à 70 UA et c 10M Jupiter à 40 UA ) 21 HR 8799

22 4 – Quel est létat des découvertes ? En létat actuel de la technique, il est difficile de découvrir un système planétaire semblable au système solaire car la taille et léloignement des planètes par rapport à leur étoile parente rend leur détection difficile. Dans la plupart des systèmes planétaires découverts, les planètes névoluent pas sur des orbites quelconques mais sont reliées par des phénomènes de résonnance 22 1ères images : Système autour de HR8799

23 4 – Quel est létat des découvertes ? La métallicité des étoiles entourées dexoplanètes : les étoiles autour desquelles on a trouvé des exoplanètes sont plus riches en éléments lourds (carbone, oxygène, fer, etc.) que la moyenne des autres étoiles. Hypothèse : 1°) ces étoiles et leurs planètes sont issues dun nuage moléculaire riche en éléments lourds ou 2°) ces étoiles ont été enrichies en éléments lourds par la chute de planètes. Des planètes autour des pulsars : un pulsar étant issu de lexplosion dune étoile en supernova, il est difficile dimaginer quune planète puisse avoir survécu à lexplosion. Hypothèse : 1°) ces planètes sont jeunes et se sont formées après lexplosion à partir dune disque de matière ou 2°) elles existaient avant lexplosion et ont été littéralement vitrifiées. Les premières analyses de latmosphère des exoplanètes : Au moyen danalyses spectrales (chaque gaz laissant une empreinte particulière dans les longueurs dondes) ont peut analyser la composition de latmosphère dune exoplanète. Les analyses réalisées sur des Jupiter- chauds révèlent notamment la présence dhydrogène, dhélium, dammoniac et de méthane; Lanalyse spectrale de lexoplanète HD189733b découverte en 2005 dans la constellation du Petit Renard, a révélé la présence de vapeur deau, de dioxyde de carbone et de méthane 23

24 5 – Pourra-t-on découvrir de la vie sur une exoplanète? Quelle forme de vie rechercher ? La vie sur Terre repose sur une chaine dinformations complexes et codées (lADN) ayant pour base latome de carbone, seul connu comme pouvant se lier de façon complexe avec lui-même et dautres atomes. Ces liaisons nécessitent la présence deau. On ne connait pas dautres liaisons complexes possibles ne reposant pas sur latome de carbone ou sans présence deau (des études sur le silicium et lammoniac ont été abandonnées). Une très grande majorité des molécules complexes détectées dans lUnivers sont des molécules carbonnées Comment détecter des indices de lexistence de vie ? En létat des moyens actuels, cela ne peut se faire que par lanalyse spectrale 1°) de latmosphère des exoplanètes pour détecter la présence doxygène et dozone ou 2°) de leur surface (les plantes émettent 60 x plus de lumière dans linfrarouge que dans le vert). Le seul moyen connu pour extraire le carbone de latmosphère primaire dune planète = casser les molécules de CO2 très abondantes pour libérer loxygène. On ne connait pas de mécanisme naturel permettant cela sans intervention du monde vivant (sur Terre : la photosynthèse) Oxygène + eau = indice fort de la présence de vie. Un des objectifs de la future mission Darwin = détecter dans latmosphère des exoplanètes, la présence dozone qui se forme en présence doxygène (plus facile à déceler que loxygène). 24

25 5 – Pourra-t-on découvrir de la vie sur une exoplanète? Quelle sont les planètes adaptées au développement de la vie ? La planète doit être située dans la « zone habitable » = zone dans laquelle les températures ne sont ni trop élevées, ni trop basses pour permettre la présence deau à létat liquide. La distance de la zone habitable par rapport à une étoile est fonction de la température de celle-ci (Cf schéma ci-contre lévolution de la distance de la zone habitable en fonction de la nature de létoile). La planète Gliese 581c est 14 x plus proche de son étoile (Gliese 581) que la Terre du Soleil mais selon les modèles sa température est estimée entre 0 et 40 °. En fait Gliese 581 est une naine rouge un peu plus petite, bien plus froide et moins lumineuse que le Soleil. Sa zone dhabitabilité est donc plus proche que celle du Soleil. 25

26 5 – Pourra-t-on découvrir de la vie sur une exoplanète? La planète ne doit pas excéder 10 masses terrestres, masse au-delà de laquelle on est en présence dune géante gazeuse avec une atmosphère composée dhydrogène et dhélium impropre à la vie. La planète ne doit pas être trop petite pour pouvoir retenir une atmosphère. La planète ne doit pas être exposée à un bombardement intensif dastéroïdes destructeurs (la présence de Jupiter a joué un rôle important dans le développement de la vie en détournant les astéroïdes de la Terre) 26

27 CONCLUSION : Plus on découvre dexoplanètes et de systèmes planétaires extra-solaires, plus on saperçoit : - quil sagit de mondes chaotiques et inhospitaliers, - que les conditions propices au développement de la vie sont très difficiles à réunir, - et que le système solaire et la Terre font figure dexception dans lUnivers. Cela doit nous inciter à réfléchir au fragile équilibre qui a permis lapparition de la vie sur Terre et à la nécessité de ne pas y porter des atteintes irrémédiables. 27


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