Comment détecter les planètes extrasolaires ?

Eric Josselin
Groupe de Recherche en Astronomie et Astrophysique du Languedoc,
Université Montpellier II

L'imagerie directe

La première technique qui vient à l'esprit est l'imagerie directe. Mais cette méthode s'avère quasiment impossible à mettre en œuvre actuellement, du fait de l'éblouissement par l'étoile. Si on considère le Système Solaire comme référence, Jupiter, la planète intrinsèquement la plus lumineuse, reste malgré tout un milliard de fois moins lumineuse que le Soleil ! En plus de ce contraste extrêmement défavorable, plusieurs facteurs s'opposent à une éventuelle détection. Tout d'abord, pour un observateur lointain, une étoile n'apparaît pas ponctuelle, mais forme une tache (la tache de diffraction), qui est susceptible de " noyer " le rayonnement de la planète. De plus, dans le cas de l'observation d'un système lointain intervient une " fonction de phase ", qui prend en compte les effets d'inclinaison du plan orbital de la planète par rapport à l'observateur, de la position de la planète sur son orbite (pensez aux phases de Vénus !). Cette fonction est toujours inférieure à 1, c'est-à-dire que le rapport observé des luminosités de la planète et de l'étoile est toujours inférieur au rapport intrinsèque.

Il existe cependant des moyens de rendre envisageable une telle observation. Tout d'abord, le rapport de luminosité n'est pas le même à toutes les longueurs d'onde. Ainsi, dans l'infrarouge (autour de 10 mm pour la Terre), le rayonnement thermique propre de la planète atteint son maximum, alors que le rayonnement d'une étoile de type solaire chute rapidement (voir figure). Malheureusement, une grande partie du rayonnement infrarouge est inobservable depuis le sol, du fait de l'absorption par l'atmosphère terrestre. Ce type d'observations ne peut donc être réalisé qu'avec un télescope spatial. Par ailleurs, la combinaison de plusieurs télescopes (principe de l'interférométrie) permet de réaliser un télescope équivalent à un télescope géant, pour lequel la tache de diffraction sera réduite. Dans tous les cas, la mise en œuvre de ces techniques s'avérant extrêmement lourd, elle le sera que pour l'étude de planètes pré-identifiées plutôt que pour la détection de nouveaux systèmes.

L'année 2005 a vu l'acquisition de la première " image " d'une planète extrasolaire. Cette image a été obtenue dans l'infrarouge proche (2 mm) avec l'un des télescopes du Very Large Telescope (VLT) de l'Observatoire Européen Austral (ESO) équipé d'un coronographe et d'un système d'optique adaptative, qui permet de corriger les déformations de l'image par la turbulence atmosphérique. Il faut noter toutefois que cette planète orbite autour d'une naine brune, c'est à dire une étoile " ratée ", 500 fois moins lumineuse que le Soleil. Il faudra encore patienter quelques années avant de pouvoir obtenir une image d'une planète de type terrestre orbitant autour d'une étoile de type solaire …

Les perturbations dynamiques

L'observation directe de ces planètes extrasolaires restant donc inenvisageable, on s'attache donc à rechercher le mouvement d'une étoile autour de laquelle orbiterait une planète. En effet, du fait de l'interaction gravitationnelle entre une étoile et une planète, ces deux corps orbitent autour de leur centre de gravité. Celui-ci reste cependant très proche du centre de l'étoile : le centre de gravité du système Soleil - Jupiter est ainsi à 740 000 km du centre du Soleil (soit approximativement un rayon solaire), et celui du système Soleil - Terre à 450 km du centre du Soleil seulement ! Le mouvement de l'étoile qui en résulte est donc faible (et d'autant plus faible que la planète est peu massive) mais est parfois détectable. Ce mouvement peut potentiellement s'observer de trois manières : l'astrométrie, le chronométrage et les variations de vitesses.

L'astrométrie consiste à observer les variations de position de l'étoile sur la voûte céleste. Pour un système de type Soleil - Jupiter situé à 10 parsecs (1 pc 3.1016 m, et correspond à la distance typique entre les étoiles dans notre Galaxie), le déplacement observé serait de 5 mas (millièmes de seconde d'arc), soit à la limite de précision des mesures actuellement réalisables. Cette technique n'a actuellement conduit à aucune nouvelle détection.

Le chronométrage consiste à mesurer une variation dans le temps d'arrivée d'un signal régulier émis par l'étoile, du fait de la variation de distance à l'observateur (distance moyenne ± distance au centre de gravité du système étoile - planète), et de la vitesse finie de propagation de la lumière. Cette technique est à comparer avec la technique employée par Ole Rømer pour mettre en évidence la finitude de la vitesse de la lumière (cf. CC Nº83, p. 28). Malheureusement, les étoiles " normales " n'émettent pas un signal suffisamment régulier pour que l'on puisse appliquer cette méthode. Une exception notable est le cas des pulsars, ces étoiles à neutrons ayant un fort champ magnétique et une rotation extrêmement stable. Le chronométrage de l'un d'entre eux, PSR 1917+12, a mis en évidence des irrégularités dans la période d'arrivée de ses signaux, dues à la présence de trois planètes telluriques autour de ce pulsar (cf. CC Nº60, p. 2). Les pulsars résultent de l'explosion d'une étoile massive (supernova de type II). Un tel phénomène a nécessairement volatilisé d'éventuelles planètes présentes avant l'explosion. Celles qui ont été détectées se sont donc probablement formées à partir des éjecta de l'étoile. Quoi qu'il en soit, les conditions régnant sur ces planètes sont certainement trop hostiles pour permettre l'apparition d'une quelconque forme de vie … Restent les variations de la vitesse de l'étoile. Celles-ci sont mesurables par effet Doppler. Plus précisément, on mesure le décalage des raies spectrales par rapport à leur position nominale, mesurée en laboratoire :

l désigne la longueur d'onde d'une raie donnée, v* la vitesse radiale (c'est-à-dire projetée sur la ligne de visée) par rapport à l'observateur et c la vitesse de la lumière. Si l'étoile est en mouvement autour d'un centre (de gravité) dû à la présence d'une planète en orbite, on mesurera donc une variation périodique de cette vitesse, la période T étant naturellement égale à la période orbitale de la planète. De cette mesure, on peut déduire :

En fait, comme on ne mesure qu'une vitesse projetée, et que l'angle de projection est a priori inconnu, on ne détermine qu'une limite inférieure à la masse de la planète (on détermine Mp.sin i, i étant l'angle entre l'axe de rotation et la ligne de visée). Pour un système de type Soleil - Jupiter, l'amplitude de variation de la vitesse serait de 25 m/s. Pour un système Soleil - Terre, elle ne serait que de 20 cm/s … Étant donné la précision des spectrographes actuels, cette méthode n'est applicable qu'à la détection de planètes massives.

Les transits planétaires

Une autre technique intéressante pour l'étude des planètes extrasolaires est la méthode des transits. Si le système présente une inclinaison adéquate, soit un axe de rotation quasi perpendiculaire à la ligne de visée, chaque passage de la planète devant l'étoile entraînera une baisse de la luminosité L de l'étoile, d'autant plus importante que la taille relative de la planète par rapport à l'étoile est grande :

Étant donné le caractère aléatoire de l'inclinaison des systèmes par rapport à la Terre, ces transits sont extrêmement rares. Par contre, dans le cas où ils seraient observés, ils permettent donc de mesurer le rayon de la planète, donc sa densité, et de distinguer les planètes gazeuses des planètes solides.

Premières leçons

À ce jour, 170 planètes ont été détectées, dont 23 dans des systèmes multiples. Leurs masses sont comprises entre 0,06 et 13 fois la masse de Jupiter, et ont des distances orbitales allant de 0,02 à 6 u.a. Ainsi, on constate que 5% au moins des étoiles sont accompagnées d'un cortège planétaire. La plupart de ces étoiles sont " riches en éléments lourds " (c'est-à-dire que l'abondance relative des éléments plus lourds que le carbone est plus grande que dans le Soleil). Ceci confirme l'hypothèse selon laquelle les planètes gazeuses se forment par accrétion de gaz autour d'un cœur rocheux (composé de ces éléments lourds).

Le premier transit fut observé en 2000, pour l'étoile HD 209458. On a pu ainsi mesurer la densité de sa planète, de l'ordre de 0,5 (soit moins dense encore que Saturne, qui détient le record dans le Système Solaire !). On avait donc la première planète géante gazeuse clairement identifiée ! Mais sa proximité (elle n'est qu'à 0.045 u.a.), associée à cette faible densité, implique des relations tumultueuses. Avec une température de 1300 K, plus les effets des marées qu'elle ne manque pas de subir, cette planète est progressivement évaporée …

Migrations

Reste à expliquer ces paramètres orbitaux surprenants. Comme mentionnée ci-dessus, la formation des planètes géantes gazeuses ne peut se faire qu'au-delà de la limite de condensation de l'eau, soit environ 5 u.a., par accrétion lente de gaz autour d'un embryon de roches et de glaces, de 10 masses terrestres environ, puis par effondrement gravitationnel du gaz.

La seule façon d'expliquer les courtes distances étoile - planète observées est donc que ces planètes ont migré. Cette migration peut être provoqué par les forces de frictions entre la planète nouvellement formée et le disque proto-planétaire de débris, qui ralentissent la planète et donc la font " tomber " sur l'étoile. Mais la compréhension de ce phénomène a longtemps été un défi pour les théoriciens. Une fois la planète formée, le disque est en principe trop dispersé pour engendrer une friction suffisante. Les derniers modèles montrent en fait que la planète peut continuer à accréter de la matière au cours de sa migration, et donc n'atteindre sa masse finale qu'une fois stabilisée sur une orbite proche de l'étoile.

Du coup, ces simulations semblent reproduire si facilement les orbites observées qu'on est amené à se demander pourquoi ces migrations n'ont pas eu lieu dans le Système Solaire ! En fait, il y a eu probablement migration. Les planètes géantes devant se former sur des orbites circulaires et coplanaires, les excentricités actuellement observées (6%, 9% et 8% pour Jupiter, Saturne et Uranus) s'expliquent si on considère une migration due non seulement aux frictions mais aussi aux interactions entre Jupiter et Saturne, dont les distances initiales auraient été dans un rapport de 2 initialement (phénomène de résonance). Les orbites auraient alors été chaotiques, se seraient croisées, avant de stabiliser dans leur configuration actuelle. Cette hypothèse est très séduisante car elle permet d'expliquer non seulement les orbites actuelles des planètes géantes gazeuses, mais aussi la distribution des petits corps (astéroïdes, objets de Kuiper) et le pic de bombardement tardif de la lune, 700 millions après sa formation.

En résumé : il y a bien eu migrations dans le Système Solaire, mais elle plus complexe car il y a plus de planètes géantes.