Astronomie

Dérivation des paramètres orbitaux d'une exoplanète découverte par imagerie directe

Dérivation des paramètres orbitaux d'une exoplanète découverte par imagerie directe


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Je me demande quels éléments orbitaux d'une exoplanète peuvent être trouvés seul appliquer l'imagerie directe. Je sais que la séparation angulaire combinée à la parallaxe peut nous donner le demi-grand axe, mais qu'en est-il des autres éléments ? C'est possible? Et qu'en est-il de la masse ou du rayon de la planète (étant donné la masse et le rayon connus de l'étoile) ?


Tous les éléments orbitaux peuvent être dérivés par imagerie directe, à condition d'observer suffisamment longtemps pour voir une bonne partie de l'orbite.

La troisième loi de Kepler donne alors la masse totale du système et les orbites relatives peuvent donner le rapport de masse et donc les masses individuelles (bien que cela soit assez incertain si le rapport de masse était grand).

Les masses absolues peuvent également provenir de mesures dynamiques (c'est-à-dire les vitesses), mais vous pouvez les obtenir si le système est à une distance connue. Encore une fois, parce que l'étoile ne bougerait pas beaucoup, cela conduirait probablement à une masse planétaire très incertaine.

La masse de la planète pourrait plutôt être estimée à partir de sa luminosité, d'une estimation de son âge et d'un modèle de refroidissement. Le rayon peut être estimé à partir de sa température et de sa luminosité.


Des scientifiques révèlent la première image directe d'une exoplanète à seulement 63 années-lumière

La plupart des exoplanètes que nous avons confirmées à ce jour n'ont jamais été vues directement. Nous confirmons leur présence par des moyens indirects, tels que l'effet qu'ils ont sur leur étoile hôte. Mais maintenant, les astronomes ont révélé des images d'une exoplanète trouvée indirectement.

Ce n'est pas seulement un exploit impressionnant de compétences et de technologie. La combinaison de méthodes nous a donné une superbe boîte à outils pour mesurer une exoplanète. Pour la première fois, des astronomes ont mesuré à la fois la luminosité et la masse d'une exoplanète, ce qui nous a donné une nouvelle sonde sur la formation des planètes.

L'exoplanète est Beta Pictoris c (β Pic c), une géante gazeuse en orbite autour de l'étoile - vous l'avez deviné - Beta Pictoris, à seulement 63 années-lumière. C'est une étoile très jeune, très brillante, d'environ 23 millions d'années en tant que telle, elle est toujours entourée de nombreux débris poussiéreux, et ses exoplanètes - nous en avons confirmé deux à ce jour - ne sont que des bébés, d'environ 18,5 millions d'années.

Pic c est la deuxième de ces planètes, et elle a été découverte en utilisant la méthode de la vitesse radiale. Les étoiles, voyez-vous, ne restent pas immobiles pendant que les planètes tournent autour d'elles, les deux corps exercent une traction gravitationnelle l'un sur l'autre, et l'orbite est autour d'un centre de gravité mutuel.

Donc, si vous regardez une étoile et que vous pouvez la voir vaciller un peu sur place - sa lumière s'allongeant dans des longueurs d'onde plus rouges, ou se déplaçant vers le rouge, lorsqu'elle s'éloigne, et se raccourcissant vers des longueurs d'onde plus bleues, ou se déplaçant vers le bleu, à mesure signifie qu'il est tiré par une exoplanète. Plus l'exoplanète est grosse, plus la force gravitationnelle qu'elle exerce sur l'étoile est importante.

Beta Pictoris b (β Pic b), une géante gazeuse jusqu'à 13 fois la masse de Jupiter, a été découverte en 2008 par imagerie directe. On s'attendait donc à ce que la star vacille.

Mais, en étudiant les données d'observation prises au cours des 16 années précédentes, une oscillation remarquée par l'astronome Anne-Marie Lagrange de l'Observatoire de Grenoble en France et ses collègues était incompatible avec inconsistent Pic b. Au lieu de cela, cela semblait être une deuxième exoplanète non détectée auparavant.

Entrez dans la collaboration ExoGRAVITY, un projet utilisant l'instrument GRAVITY sur l'interféromètre du Very Large Telescope pour imager directement les exoplanètes. L'équipe d'ExoGRAVITY a pensé que Pic c serait un excellent candidat pour l'imagerie directe.

Ils cherchaient une exoplanète avec un bon ensemble de données de vitesse radiale, et comme le frère de β Pic c avait déjà été directement imagé, cela semblait un bon pari.

Très peu d'exoplanètes peuvent être directement imagées avec notre technologie actuelle. Ils doivent être suffisamment éloignés de leur étoile sinon ils disparaissent dans l'éblouissement. Nos méthodes de détection d'exoplanètes les plus fiables fonctionnent mieux sur des étoiles très proches. Et c'est utile si l'exoplanète est assez jeune, car ces planètes sont encore assez chaudes pour émettre un rayonnement thermique.

Il s'est avéré que β Pic c était parfait. Ces années de données d'oscillation ont fourni un excellent profil du mouvement de l'exoplanète. L'équipe ExoGRAVITY, dirigée par l'astronome Mathias Nowak de l'Université de Cambridge au Royaume-Uni, a pu se concentrer sur l'emplacement et obtenir des images directes. Ce travail a maintenant conduit à un ensemble de données d'exoplanètes comme nous n'en avons jamais eu auparavant.

Les données de vitesse radiale ont été utilisées pour calculer la masse de l'exoplanète et son orbite autour de 8,2 fois la masse de Jupiter, et orbite autour de l'étoile à 2,7 unités astronomiques, avec une période orbitale de 3,4 ans. Jusque là, tout à fait normal.

Mais les images directes ont révélé une surprise - β Pic c est étonnamment faible, six fois plus faible que son frère, même si les deux exoplanètes sont de taille similaire, ce qui suggère qu'il fait beaucoup plus frais. La luminosité du Pic c suggère que sa température est d'environ 1 250 Kelvin, contre 1 724 Kelvin pour le β Pic b.

Cela pourrait être un indice sur la façon dont l'exoplanète s'est formée : dans les modèles, la température d'un bébé exoplanète est liée à sa méthode de formation.

Dans le modèle de formation d'instabilité du disque, une partie du disque protoplanétaire de poussière et de gaz tourbillonnant autour de l'étoile nouveau-née s'effondre directement en une géante gazeuse. Dans ce modèle, l'exoplanète n'a pas de noyau solide et forme plus chaude et plus lumineuse.

Dans le modèle d'accrétion du noyau, des morceaux de roche dans le disque protoplanétaire collent ensemble, d'abord via des forces électrostatiques, puis via la gravité, formant un corps de plus en plus gros, construisant une planète de bas en haut. L'exoplanète résultante a un noyau solide et forme un refroidisseur et un gradateur.

Parce que β Pic c est plus petit et plus faible que prévu, et parce que le modèle d'instabilité du disque exige que l'exoplanète se forme beaucoup plus loin de son étoile hôte que β Pic c ne l'est aujourd'hui, l'équipe pense que l'exoplanète s'est formée par accrétion du noyau.

C'est un résultat fascinant, mais il y a encore du travail à faire. Nous n'avons pas d'estimation de masse fiable pour β Pic b - elle pourrait être comprise entre 9 et 13 fois la masse de Jupiter. Elle est en orbite autour de l'étoile à une distance supérieure à β Pic c, ce qui signifie que nous n'avons pas assez de données d'oscillation pour déduire sa masse. Comment il s'est formé sera plus difficile à évaluer jusqu'à ce que nous puissions affiner cela.

Et il y a encore du travail à faire sur β Pic c. La prochaine étape sera de prendre des spectres détaillés de la lumière émise par l'exoplanète. À partir de là, les scientifiques peuvent déterminer la composition atmosphérique de la planète - une technique clé pour rechercher des signes de vie ailleurs dans la galaxie.

La recherche a été publiée dans deux articles dans Astronomie et astrophysique, ici et ici.


Contenu

Les méthodes suivantes ont au moins une fois fait leurs preuves pour découvrir une nouvelle planète ou détecter une planète déjà découverte :

Vitesse radiale Modifier

Une étoile avec une planète se déplacera sur sa propre petite orbite en réponse à la gravité de la planète. Cela conduit à des variations dans la vitesse à laquelle l'étoile se rapproche ou s'éloigne de la Terre, c'est-à-dire que les variations sont dans la vitesse radiale de l'étoile par rapport à la Terre. La vitesse radiale peut être déduite du déplacement dans les raies spectrales de l'étoile mère dû à l'effet Doppler. [1] La méthode des vitesses radiales mesure ces variations afin de confirmer la présence de la planète à l'aide de la fonction de masse binaire.

La vitesse de l'étoile autour du centre de masse du système est beaucoup plus petite que celle de la planète, car le rayon de son orbite autour du centre de masse est si petit. (Par exemple, le Soleil se déplace d'environ 13 m/s à cause de Jupiter, mais seulement d'environ 9 cm/s à cause de la Terre). Cependant, des variations de vitesse jusqu'à 3 m/s ou même un peu moins peuvent être détectées avec des spectromètres modernes, tels que le spectromètre HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher) du télescope ESO de 3,6 mètres de l'observatoire de La Silla, au Chili, ou le HIRES spectromètre aux télescopes Keck. Une méthode particulièrement simple et peu coûteuse pour mesurer la vitesse radiale est "l'interférométrie à dispersion externe". [2]

Jusqu'en 2012 environ, la méthode de la vitesse radiale (également connue sous le nom de spectroscopie Doppler) était de loin la technique la plus productive utilisée par les chasseurs de planètes. (Après 2012, la méthode de transit du vaisseau spatial Kepler l'a dépassé en nombre.) Le signal de vitesse radiale est indépendant de la distance, mais nécessite des spectres de rapport signal/bruit élevés pour atteindre une haute précision, et n'est donc généralement utilisé que pour les étoiles relativement proches. , à environ 160 années-lumière de la Terre, pour trouver des planètes de masse inférieure. Il n'est pas non plus possible d'observer simultanément plusieurs étoiles cibles à la fois avec un seul télescope. Les planètes de masse jovienne peuvent être détectables autour d'étoiles jusqu'à quelques milliers d'années-lumière. Cette méthode permet de trouver facilement des planètes massives proches des étoiles. Les spectrographes modernes peuvent également détecter facilement les planètes de la masse de Jupiter en orbite à 10 unités astronomiques de l'étoile mère, mais la détection de ces planètes nécessite de nombreuses années d'observation. Les planètes de masse terrestre ne sont actuellement détectables que sur de très petites orbites autour d'étoiles de faible masse, par ex. Proxima b.

Il est plus facile de détecter des planètes autour d'étoiles de faible masse, pour deux raisons : Premièrement, ces étoiles sont plus affectées par l'attraction gravitationnelle des planètes. La deuxième raison est que les étoiles de la séquence principale de faible masse tournent généralement relativement lentement. Une rotation rapide rend les données de raie spectrale moins claires car la moitié de l'étoile s'éloigne rapidement du point de vue de l'observateur tandis que l'autre moitié s'approche. La détection de planètes autour d'étoiles plus massives est plus facile si l'étoile a quitté la séquence principale, car quitter la séquence principale ralentit la rotation de l'étoile.

Parfois, la spectrographie Doppler produit de faux signaux, en particulier dans les systèmes multi-planètes et multi-étoiles. Les champs magnétiques et certains types d'activité stellaire peuvent également donner de faux signaux. Lorsque l'étoile hôte a plusieurs planètes, de faux signaux peuvent également provenir d'un manque de données, de sorte que plusieurs solutions peuvent s'adapter aux données, car les étoiles ne sont généralement pas observées en continu. [3] Certains des faux signaux peuvent être éliminés en analysant la stabilité du système planétaire, en effectuant une analyse photométrique sur l'étoile hôte et en connaissant sa période de rotation et les périodes de cycle d'activité stellaire.

Les planètes avec des orbites fortement inclinées par rapport à la ligne de mire de la Terre produisent des oscillations visibles plus petites et sont donc plus difficiles à détecter. L'un des avantages de la méthode de la vitesse radiale est que l'excentricité de l'orbite de la planète peut être mesurée directement. L'un des principaux inconvénients de la méthode de la vitesse radiale est qu'elle ne peut estimer que la masse minimale d'une planète ( M true ∗ sin ⁡ i >>,> ). La distribution postérieure de l'angle d'inclinaison je dépend de la vraie distribution de masse des planètes. [4] Cependant, lorsqu'il y a plusieurs planètes dans le système qui orbitent relativement près les unes des autres et ont une masse suffisante, l'analyse de la stabilité orbitale permet de contraindre la masse maximale de ces planètes. La méthode de la vitesse radiale peut être utilisée pour confirmer les découvertes faites par la méthode du transit. Lorsque les deux méthodes sont utilisées en combinaison, la masse réelle de la planète peut être estimée.

Bien que la vitesse radiale de l'étoile ne donne que la masse minimale d'une planète, si les raies spectrales de la planète peuvent être distinguées des raies spectrales de l'étoile, alors la vitesse radiale de la planète elle-même peut être trouvée, ce qui donne l'inclinaison de l'orbite de la planète. Cela permet de mesurer la masse réelle de la planète. Cela exclut également les faux positifs et fournit également des données sur la composition de la planète. Le principal problème est qu'une telle détection n'est possible que si la planète orbite autour d'une étoile relativement brillante et si la planète réfléchit ou émet beaucoup de lumière. [5]

Photométrie de transit Modifier

Technique, avantages et inconvénients Modifier

Alors que la méthode de la vitesse radiale fournit des informations sur la masse d'une planète, la méthode photométrique peut déterminer le rayon de la planète. Si une planète traverse (transit) devant le disque de son étoile mère, la luminosité visuelle observée de l'étoile diminue légèrement, en fonction de la taille relative de l'étoile et de la planète. [8] Par exemple, dans le cas de HD 209458, l'étoile s'assombrit de 1,7%. Cependant, la plupart des signaux de transit sont considérablement plus petits, par exemple, une planète de la taille de la Terre transitant par une étoile semblable au Soleil produit une atténuation de seulement 80 parties par million (0,008 pour cent).

Un modèle théorique de courbe de lumière d'exoplanète en transit prédit les caractéristiques suivantes d'un système planétaire observé : la profondeur de transit (δ), la durée de transit (T), la durée d'entrée/sortie (τ) et la période de l'exoplanète (P). Cependant, ces quantités observées reposent sur plusieurs hypothèses. Pour plus de commodité dans les calculs, nous supposons que la planète et l'étoile sont sphériques, le disque stellaire est uniforme et l'orbite est circulaire. En fonction de la position relative d'une exoplanète en transit observée lors du passage d'une étoile, les paramètres physiques observés de la courbe de lumière changeront. La profondeur de transit (δ) d'une courbe de lumière en transit décrit la diminution du flux normalisé de l'étoile au cours d'un transit. Cela détaille le rayon d'une exoplanète par rapport au rayon de l'étoile. Par exemple, si une exoplanète transite par une étoile de la taille d'un rayon solaire, une planète avec un rayon plus grand augmentera la profondeur de transit et une planète avec un rayon plus petit diminuera la profondeur de transit. La durée de transit (T) d'une exoplanète est le temps qu'une planète passe à transiter par une étoile. Ce paramètre observé change en fonction de la vitesse ou de la lenteur avec laquelle une planète se déplace sur son orbite lorsqu'elle transite par l'étoile. La durée d'entrée/sortie (τ) d'une courbe de lumière en transit décrit le temps nécessaire à la planète pour couvrir complètement l'étoile (entrée) et découvrir complètement l'étoile (sortie). Si une planète transite d'une extrémité du diamètre de l'étoile à l'autre extrémité, la durée d'entrée/sortie est plus courte car il faut moins de temps à une planète pour couvrir complètement l'étoile. Si une planète transite par une étoile par rapport à tout autre point que le diamètre, la durée d'entrée/sortie s'allonge à mesure que vous vous éloignez du diamètre car la planète passe plus de temps à couvrir partiellement l'étoile pendant son transit. [9] À partir de ces paramètres observables, un certain nombre de paramètres physiques différents (le demi-grand axe, la masse de l'étoile, le rayon de l'étoile, le rayon de la planète, l'excentricité et l'inclinaison) sont déterminés par des calculs. Avec la combinaison des mesures de vitesse radiale de l'étoile, la masse de la planète est également déterminée.

Cette méthode présente deux inconvénients majeurs. Premièrement, les transits planétaires ne sont observables que lorsque l'orbite de la planète est parfaitement alignée du point de vue des astronomes. La probabilité qu'un plan orbital planétaire soit directement sur la ligne de mire d'une étoile est le rapport du diamètre de l'étoile au diamètre de l'orbite (dans les petites étoiles, le rayon de la planète est également un facteur important) . Environ 10% des planètes avec de petites orbites ont un tel alignement, et la fraction diminue pour les planètes avec des orbites plus grandes. Pour une planète en orbite autour d'une étoile de la taille du Soleil à 1 UA, la probabilité d'un alignement aléatoire produisant un transit est de 0,47 %. Par conséquent, la méthode ne peut garantir qu'une étoile particulière n'est pas l'hôte de planètes. Cependant, en balayant de vastes zones du ciel contenant des milliers voire des centaines de milliers d'étoiles à la fois, les études de transit peuvent trouver plus de planètes extrasolaires que la méthode de la vitesse radiale. [10] Plusieurs études ont adopté cette approche, comme le projet au sol MEarth, SuperWASP, KELT et HATNet, ainsi que les missions spatiales COROT, Kepler et TESS. La méthode du transit a également l'avantage de détecter des planètes autour d'étoiles situées à quelques milliers d'années-lumière. Les planètes les plus éloignées détectées par Sagittarius Window Eclipsing Extrasolar Planet Search sont situées près du centre galactique. Cependant, des observations de suivi fiables de ces étoiles sont presque impossibles avec la technologie actuelle.

Le deuxième inconvénient de cette méthode est un taux élevé de fausses détections. Une étude de 2012 a révélé que le taux de faux positifs pour les transits observés par la mission Kepler pouvait atteindre 40 % dans les systèmes à une seule planète. [11] Pour cette raison, une étoile avec une seule détection de transit nécessite une confirmation supplémentaire, généralement à partir de la méthode de la vitesse radiale ou de la méthode de modulation de la luminosité orbitale. La méthode de la vitesse radiale est particulièrement nécessaire pour les planètes de la taille de Jupiter ou plus, car les objets de cette taille englobent non seulement les planètes, mais aussi les naines brunes et même les petites étoiles. Comme le taux de faux positifs est très faible dans les étoiles avec deux planètes candidates ou plus, de telles détections peuvent souvent être validées sans observations de suivi approfondies. Certains peuvent également être confirmés par la méthode de variation du temps de transit. [12] [13] [14]

De nombreux points lumineux dans le ciel présentent des variations de luminosité qui peuvent apparaître comme des planètes en transit par des mesures de flux. Les faux positifs dans la méthode de photométrie de transit se présentent sous trois formes courantes : les systèmes binaires à éclipses mélangés, les systèmes binaires à éclipses rasantes et les transits d'étoiles de la taille d'une planète. Les systèmes binaires à éclipses produisent généralement des éclipses profondes qui les distinguent des transits d'exoplanètes, car les planètes sont généralement plus petites qu'environ 2RJ, [15] mais les éclipses sont moins profondes pour les systèmes binaires à éclipses mélangées ou rasantes.

Les systèmes binaires à éclipse mélangés consistent en un binaire à éclipse normal mélangé à une troisième étoile (généralement plus brillante) le long de la même ligne de visée, généralement à une distance différente. La lumière constante de la troisième étoile dilue la profondeur mesurée de l'éclipse, de sorte que la courbe de lumière peut ressembler à celle d'une exoplanète en transit. Dans ces cas, la cible contient le plus souvent une grande séquence principale primaire avec une petite séquence principale secondaire ou une étoile géante avec une séquence principale secondaire. [16]

Les systèmes binaires à éclipse rasante sont des systèmes dans lesquels un objet effleurera à peine le membre de l'autre. Dans ces cas, la profondeur maximale de passage de la courbe de lumière ne sera pas proportionnelle au rapport des carrés des rayons des deux étoiles, mais dépendra uniquement de la petite fraction du primaire qui est bloquée par le secondaire. La petite baisse de flux mesurée peut imiter celle d'un transit d'exoplanète. Certains des cas faux positifs de cette catégorie peuvent être facilement trouvés si le système binaire à éclipse a une orbite circulaire, les deux compagnons ayant des masses différentes. En raison de la nature cyclique de l'orbite, il y aurait deux événements d'éclipse, l'un du primaire occultant le secondaire et vice versa. Si les deux étoiles ont des masses significativement différentes, et ces rayons et luminosités différents, alors ces deux éclipses auraient des profondeurs différentes.Cette répétition d'un événement de transit peu profond et profond peut facilement être détectée et ainsi permettre au système d'être reconnu comme un système binaire à éclipse rasante. Cependant, si les deux compagnons stellaires ont à peu près la même masse, alors ces deux éclipses seraient indiscernables, ce qui rendrait impossible de démontrer qu'un système binaire d'éclipses rasantes est observé en utilisant uniquement les mesures de photométrie de transit.

Enfin, il existe deux types d'étoiles qui ont à peu près la même taille que les planètes géantes gazeuses, les naines blanches et les naines brunes. Cela est dû au fait que les planètes géantes gazeuses, les naines blanches et les naines brunes sont toutes soutenues par une pression électronique dégénérée. La courbe de lumière ne fait pas de distinction entre les masses car elle ne dépend que de la taille de l'objet en transit. Lorsque cela est possible, des mesures de vitesse radiale sont utilisées pour vérifier que le corps en transit ou en éclipse est de masse planétaire, ce qui signifie moins de 13MJ. Les variations du temps de transit peuvent également déterminer MP. La tomographie Doppler avec une orbite de vitesse radiale connue peut obtenir un minimum de MP et l'alignement projeté sur orbite unique.

Les étoiles de la branche des géantes rouges ont un autre problème pour détecter les planètes autour d'elles : alors que les planètes autour de ces étoiles sont beaucoup plus susceptibles de transiter en raison de la plus grande taille de l'étoile, ces signaux de transit sont difficiles à séparer de la courbe de luminosité de l'étoile principale car les géantes rouges ont de fréquents pulsations de luminosité avec une période de quelques heures à quelques jours. Ceci est particulièrement notable avec les sous-géants. De plus, ces étoiles sont beaucoup plus lumineuses et les planètes en transit bloquent un pourcentage beaucoup plus faible de lumière provenant de ces étoiles. En revanche, les planètes peuvent complètement occulter une très petite étoile telle qu'une étoile à neutrons ou une naine blanche, un événement qui serait facilement détectable depuis la Terre. Cependant, en raison de la petite taille des étoiles, les chances qu'une planète s'aligne avec un tel vestige stellaire sont extrêmement faibles.

Le principal avantage de la méthode de transit est que la taille de la planète peut être déterminée à partir de la courbe de lumière. Lorsqu'elle est combinée avec la méthode de la vitesse radiale (qui détermine la masse de la planète), on peut déterminer la densité de la planète, et donc apprendre quelque chose sur la structure physique de la planète. Les planètes qui ont été étudiées par les deux méthodes sont de loin les mieux caractérisées de toutes les exoplanètes connues. [17]

La méthode du transit permet également d'étudier l'atmosphère de la planète en transit. Lorsque la planète transite par l'étoile, la lumière de l'étoile traverse la haute atmosphère de la planète. En étudiant attentivement le spectre stellaire à haute résolution, on peut détecter les éléments présents dans l'atmosphère de la planète. Une atmosphère planétaire, et une planète d'ailleurs, pourraient également être détectées en mesurant la polarisation de la lumière des étoiles lorsqu'elle traversait ou se réfléchissait sur l'atmosphère de la planète. [18]

De plus, l'éclipse secondaire (lorsque la planète est bloquée par son étoile) permet une mesure directe du rayonnement de la planète et aide à contraindre l'excentricité orbitale de la planète sans avoir besoin de la présence d'autres planètes. Si l'intensité photométrique de l'étoile pendant l'éclipse secondaire est soustraite de son intensité avant ou après, seul le signal causé par la planète demeure. Il est alors possible de mesurer la température de la planète et même de détecter d'éventuels signes de formations nuageuses sur celle-ci. En mars 2005, deux groupes de scientifiques ont effectué des mesures à l'aide de cette technique avec le télescope spatial Spitzer. Les deux équipes, du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, dirigé par David Charbonneau, et du Goddard Space Flight Center, dirigé par L.D. Deming, ont étudié respectivement les planètes TrES-1 et HD 209458b. Les mesures ont révélé les températures des planètes : 1 060 K (790 °C) pour TrES-1 et environ 1 130 K (860 °C) pour HD 209458b. [19] [20] En plus, le Neptune Gliese 436 b chaud est connu pour entrer dans l'éclipse secondaire. Cependant, certaines planètes en transit orbitent de telle sorte qu'elles n'entrent pas en éclipse secondaire par rapport à la Terre HD 17156 b est susceptible à plus de 90 % d'être l'une de ces dernières.

Historique Modifier

Une mission de l'Agence spatiale française, CoRoT, a commencé en 2006 pour rechercher des transits planétaires depuis l'orbite, où l'absence de scintillation atmosphérique permet une meilleure précision. Cette mission a été conçue pour pouvoir détecter des planètes "quelques fois à plusieurs fois plus grosses que la Terre" et a fonctionné "mieux que prévu", avec deux découvertes d'exoplanètes [21] (toutes deux de type "Jupiter chaud") début 2008 En juin 2013, le nombre d'exoplanètes de CoRoT était de 32 avec plusieurs encore à confirmer. Le satellite a cessé de transmettre des données de manière inattendue en novembre 2012 (après que sa mission ait été prolongée à deux reprises) et a été retiré en juin 2013. [22]

En mars 2009, la mission Kepler de la NASA a été lancée pour scanner un grand nombre d'étoiles de la constellation du Cygne avec une précision de mesure attendue pour détecter et caractériser des planètes de la taille de la Terre. La mission Kepler de la NASA utilise la méthode du transit pour scanner cent mille étoiles à la recherche de planètes. On espérait qu'à la fin de sa mission de 3,5 ans, le satellite aurait collecté suffisamment de données pour révéler des planètes encore plus petites que la Terre. En scannant cent mille étoiles simultanément, il était non seulement capable de détecter des planètes de la taille de la Terre, mais aussi de collecter des statistiques sur le nombre de ces planètes autour d'étoiles semblables au Soleil. [23]

Le 2 février 2011, l'équipe de Kepler a publié une liste de 1 235 planètes candidates extrasolaires, dont 54 pourraient se trouver dans la zone habitable. Le 5 décembre 2011, l'équipe de Kepler a annoncé avoir découvert 2 326 candidats planétaires, dont 207 sont de taille similaire à la Terre, 680 sont de la taille de la super-Terre, 1 181 de la taille de Neptune, 203 de la taille de Jupiter et 55 sont plus grands. que Jupiter. Par rapport aux chiffres de février 2011, le nombre de planètes de la taille de la Terre et de la super-Terre a augmenté respectivement de 200 % et 140 %. De plus, 48 ​​planètes candidates ont été trouvées dans les zones habitables des étoiles étudiées, marquant une diminution par rapport au chiffre de février, en raison des critères plus stricts utilisés dans les données de décembre. En juin 2013, le nombre de planètes candidates était passé à 3 278 et certaines planètes confirmées étaient plus petites que la Terre, certaines même de la taille de Mars (comme Kepler-62c) et une encore plus petite que Mercure (Kepler-37b). [24]

Modulations de réflexion et d'émission Modifier

Les planètes à courte période en orbite rapprochée autour de leurs étoiles subiront des variations de lumière réfléchie car, comme la Lune, elles passeront par des phases de pleine à nouvelle et vice-versa. De plus, comme ces planètes reçoivent beaucoup de lumière stellaire, cela les chauffe, rendant les émissions thermiques potentiellement détectables. Étant donné que les télescopes ne peuvent pas résoudre la planète à partir de l'étoile, ils ne voient que la lumière combinée et la luminosité de l'étoile hôte semble changer sur chaque orbite de manière périodique. Bien que l'effet soit faible - la précision photométrique requise est à peu près la même que pour détecter une planète de la taille de la Terre en transit à travers une étoile de type solaire - de telles planètes de la taille de Jupiter avec une période orbitale de quelques jours sont détectables par des télescopes spatiaux tels que comme l'observatoire spatial Kepler. Comme avec la méthode de transit, il est plus facile de détecter les grandes planètes en orbite près de leur étoile mère que les autres planètes car ces planètes captent plus de lumière de leur étoile mère. Lorsqu'une planète a un albédo élevé et est située autour d'une étoile relativement lumineuse, ses variations lumineuses sont plus faciles à détecter en lumière visible tandis que les planètes plus sombres ou autour d'étoiles à basse température sont plus facilement détectables en lumière infrarouge avec cette méthode. À long terme, cette méthode peut trouver le plus de planètes qui seront découvertes par cette mission car la variation de la lumière réfléchie avec la phase orbitale est largement indépendante de l'inclinaison orbitale et ne nécessite pas que la planète passe devant le disque de l'étoile. Il ne peut toujours pas détecter les planètes avec des orbites circulaires face à face du point de vue de la Terre car la quantité de lumière réfléchie ne change pas au cours de son orbite.

La fonction de phase de la planète géante est également fonction de ses propriétés thermiques et de son atmosphère, le cas échéant. Par conséquent, la courbe de phase peut contraindre d'autres propriétés de la planète, telles que la distribution granulométrique des particules atmosphériques. Lorsqu'une planète est en transit et que sa taille est connue, la courbe des variations de phase permet de calculer ou de contraindre l'albédo de la planète. C'est plus difficile avec des planètes très chaudes car la lueur de la planète peut interférer lors du calcul de l'albédo. En théorie, l'albédo peut également être trouvé dans les planètes non en transit lors de l'observation des variations de lumière avec plusieurs longueurs d'onde. Cela permet aux scientifiques de trouver la taille de la planète même si la planète ne transite pas par l'étoile. [25]

La toute première détection directe du spectre de la lumière visible réfléchie par une exoplanète a été réalisée en 2015 par une équipe internationale d'astronomes. Les astronomes ont étudié la lumière de 51 Pegasi b - la première exoplanète découverte en orbite autour d'une étoile de la séquence principale (une étoile semblable au soleil), à l'aide de l'instrument HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher) à l'Observatoire de La Silla de l'Observatoire européen austral au Chili. [26] [27]

CoRoT [28] et Kepler [29] ont mesuré la lumière réfléchie par les planètes. Cependant, ces planètes étaient déjà connues puisqu'elles transitent par leur étoile hôte. Les premières planètes découvertes par cette méthode sont Kepler-70b et Kepler-70c, trouvées par Kepler. [30]

Rayonnement relativiste Modifier

Une nouvelle méthode distincte pour détecter les exoplanètes à partir des variations de lumière utilise le rayonnement relativiste du flux observé de l'étoile en raison de son mouvement. Il est également connu sous le nom de faisceau Doppler ou d'amplification Doppler. La méthode a été proposée pour la première fois par Abraham Loeb et Scott Gaudi en 2003. [31] Lorsque la planète tire l'étoile avec sa gravitation, la densité de photons et donc la luminosité apparente de l'étoile changent du point de vue de l'observateur. Comme la méthode de la vitesse radiale, elle peut être utilisée pour déterminer l'excentricité orbitale et la masse minimale de la planète. Avec cette méthode, il est plus facile de détecter des planètes massives proches de leurs étoiles car ces facteurs augmentent le mouvement de l'étoile. Contrairement à la méthode de la vitesse radiale, elle ne nécessite pas un spectre précis d'une étoile et peut donc être utilisée plus facilement pour trouver des planètes autour d'étoiles à rotation rapide et d'étoiles plus éloignées.

L'un des plus gros inconvénients de cette méthode est que l'effet de variation de lumière est très faible. Une planète de masse jovienne en orbite à 0,025 UA d'une étoile semblable au Soleil est à peine détectable même lorsque l'orbite est de bord. Ce n'est pas une méthode idéale pour découvrir de nouvelles planètes, car la quantité de lumière stellaire émise et réfléchie par la planète est généralement beaucoup plus grande que les variations de lumière dues au rayonnement relativiste. Cette méthode est toujours utile, cependant, car elle permet de mesurer la masse de la planète sans avoir besoin de collecter des données de suivi à partir d'observations de vitesse radiale.

La première découverte d'une planète utilisant cette méthode (Kepler-76b) a été annoncée en 2013. [32] [33]

Variations ellipsoïdales Modifier

Les planètes massives peuvent causer de légères distorsions de marée à leurs étoiles hôtes. Lorsqu'une étoile a une forme légèrement ellipsoïdale, sa luminosité apparente varie selon que la partie aplatie de l'étoile fait face au point de vue de l'observateur. Comme avec la méthode de rayonnement relativiste, elle aide à déterminer la masse minimale de la planète, et sa sensibilité dépend de l'inclinaison orbitale de la planète. L'étendue de l'effet sur la luminosité apparente d'une étoile peut être beaucoup plus grande qu'avec la méthode de rayonnement relativiste, mais le cycle de changement de luminosité est deux fois plus rapide. De plus, la planète déforme davantage la forme de l'étoile si elle a un faible rapport entre le demi-grand axe et le rayon de l'étoile et si la densité de l'étoile est faible. Cela rend cette méthode appropriée pour trouver des planètes autour d'étoiles qui ont quitté la séquence principale. [34]

Chronométrage du pulsar Modifier

Un pulsar est une étoile à neutrons : le petit vestige ultradense d'une étoile qui a explosé en supernova. Les pulsars émettent des ondes radio extrêmement régulièrement lors de leur rotation. Parce que la rotation intrinsèque d'un pulsar est si régulière, de légères anomalies dans la synchronisation de ses impulsions radio observées peuvent être utilisées pour suivre le mouvement du pulsar. Comme une étoile ordinaire, un pulsar se déplacera sur sa propre petite orbite s'il a une planète. Des calculs basés sur des observations de synchronisation d'impulsions peuvent alors révéler les paramètres de cette orbite. [35]

Cette méthode n'a pas été conçue à l'origine pour la détection de planètes, mais elle est si sensible qu'elle est capable de détecter des planètes bien plus petites que toute autre méthode, jusqu'à moins d'un dixième de la masse de la Terre. Il est également capable de détecter les perturbations gravitationnelles mutuelles entre les différents membres d'un système planétaire, révélant ainsi des informations supplémentaires sur ces planètes et leurs paramètres orbitaux. De plus, il peut facilement détecter des planètes relativement éloignées du pulsar.

La méthode de synchronisation des pulsars présente deux inconvénients principaux : les pulsars sont relativement rares et des circonstances particulières sont nécessaires pour qu'une planète se forme autour d'un pulsar. Par conséquent, il est peu probable qu'un grand nombre de planètes se trouvent de cette façon. [36] De plus, la vie ne survivrait probablement pas sur des planètes en orbite autour de pulsars en raison de la forte intensité du rayonnement ambiant.

En 1992, Aleksander Wolszczan et Dale Frail ont utilisé cette méthode pour découvrir des planètes autour du pulsar PSR 1257+12. [37] Leur découverte a été rapidement confirmée, ce qui en fait la première confirmation de planètes en dehors du système solaire. [ citation requise ]

Synchronisation variable des étoiles Modifier

Comme les pulsars, certains autres types d'étoiles variables pulsantes sont suffisamment régulières pour que la vitesse radiale puisse être déterminée purement photométriquement à partir du décalage Doppler de la fréquence de pulsation, sans avoir besoin de spectroscopie. [38] [39] Cette méthode n'est pas aussi sensible que la méthode de variation temporelle du pulsar, en raison de l'activité périodique étant plus longue et moins régulière. La facilité de détection des planètes autour d'une étoile variable dépend de la période de pulsation de l'étoile, de la régularité des pulsations, de la masse de la planète et de sa distance par rapport à l'étoile hôte.

Le premier succès de cette méthode date de 2007, lorsque V391 Pegasi b a été découvert autour d'une étoile subnaine pulsante. [40]

Temps de transit Modifier

La méthode de variation du temps de transit considère si les transits se produisent avec une périodicité stricte ou s'il y a une variation. Lorsque plusieurs planètes en transit sont détectées, elles peuvent souvent être confirmées avec la méthode de variation du temps de transit. Ceci est utile dans les systèmes planétaires éloignés du Soleil, où les méthodes de vitesse radiale ne peuvent pas les détecter en raison du faible rapport signal/bruit. Si une planète a été détectée par la méthode de transit, alors les variations dans la synchronisation du transit fournissent une méthode extrêmement sensible de détection de planètes supplémentaires non en transit dans le système avec des masses comparables à celles de la Terre. Il est plus facile de détecter les variations du temps de transit si les planètes ont des orbites relativement proches et lorsqu'au moins une des planètes est plus massive, ce qui perturbe davantage la période orbitale d'une planète moins massive. [41] [42] [43]

Le principal inconvénient de la méthode de synchronisation du transit est qu'on ne peut généralement pas en apprendre beaucoup sur la planète elle-même. La variation du temps de transit peut aider à déterminer la masse maximale d'une planète. Dans la plupart des cas, il peut confirmer si un objet a une masse planétaire, mais il n'impose pas de contraintes étroites sur sa masse. Il existe cependant des exceptions, car les planètes des systèmes Kepler-36 et Kepler-88 orbitent suffisamment près pour déterminer avec précision leurs masses.

La première détection significative d'une planète non en transit à l'aide de TTV a été réalisée avec le vaisseau spatial Kepler de la NASA. La planète en transit Kepler-19b montre TTV avec une amplitude de cinq minutes et une période d'environ 300 jours, indiquant la présence d'une deuxième planète, Kepler-19c, qui a une période qui est un multiple presque rationnel de la période de la planète en transit. [44] [45]

Dans les planètes circumbinaires, les variations du temps de transit sont principalement causées par le mouvement orbital des étoiles, au lieu de perturbations gravitationnelles par d'autres planètes. Ces variations rendent plus difficile la détection de ces planètes par des méthodes automatisées. Cependant, cela rend ces planètes faciles à confirmer une fois qu'elles sont détectées. [ citation requise ]

Variation de la durée du transit Modifier

« Variation de la durée » fait référence aux changements dans la durée du transit. Les variations de durée peuvent être causées par une exomoune, une précession absidale pour les planètes excentriques due à une autre planète dans le même système, ou la relativité générale. [46] [47]

Lorsqu'une planète circumbinaire est trouvée par la méthode du transit, elle peut être facilement confirmée par la méthode de variation de la durée du transit. [48] ​​Dans les systèmes binaires proches, les étoiles modifient de manière significative le mouvement du compagnon, ce qui signifie que toute planète en transit a une variation significative de la durée de transit. La première confirmation de ce type est venue de Kepler-16b. [48]

Éclipser le timing des minima binaires Modifier

Lorsqu'un système stellaire binaire est aligné de telle sorte que – du point de vue de la Terre – les étoiles passent les unes devant les autres dans leurs orbites, le système est appelé un système stellaire « binaire à éclipse ». Le temps de lumière minimale, lorsque l'étoile avec la surface la plus brillante est au moins partiellement obscurcie par le disque de l'autre étoile, s'appelle l'éclipse primaire, et environ une demi-orbite plus tard, l'éclipse secondaire se produit lorsque l'étoile de surface plus brillante obscurcit une partie de l'autre étoile. Ces temps de lumière minimale, ou éclipses centrales, constituent un horodatage sur le système, un peu comme les impulsions d'un pulsar (sauf que plutôt qu'un flash, elles sont une baisse de luminosité). S'il y a une planète en orbite circumbinaire autour des étoiles binaires, les étoiles seront décalées autour d'un centre de masse de planète binaire. Comme les étoiles du binaire sont déplacées d'avant en arrière par la planète, les temps des minima d'éclipse varieront. La périodicité de ce décalage peut être le moyen le plus fiable de détecter des planètes extrasolaires autour de systèmes binaires proches. [49] [50] [51] Avec cette méthode, les planètes sont plus facilement détectables si elles sont plus massives, orbitent relativement étroitement autour du système, et si les étoiles ont de faibles masses.

La méthode de synchronisation d'éclipse permet la détection de planètes plus éloignées de l'étoile hôte que la méthode de transit. Cependant, les signaux autour des étoiles variables cataclysmiques suggérant des planètes ont tendance à correspondre à des orbites instables. [ éclaircissements nécessaires ] [52] En 2011, Kepler-16b est devenu la première planète à être définitivement caractérisée par des variations temporelles binaires éclipsantes. [53]

Microlentille gravitationnelle Modifier

La microlentille gravitationnelle se produit lorsque le champ gravitationnel d'une étoile agit comme une lentille, grossissant la lumière d'une étoile d'arrière-plan distante. Cet effet ne se produit que lorsque les deux étoiles sont presque exactement alignées. Les événements de lentilles sont brefs, durent des semaines ou des jours, car les deux étoiles et la Terre se déplacent toutes l'une par rapport à l'autre. Plus d'un millier d'événements de ce type ont été observés au cours des dix dernières années.

Si l'étoile lentille au premier plan a une planète, alors le champ gravitationnel de cette planète peut apporter une contribution détectable à l'effet de lentille. Comme cela nécessite un alignement hautement improbable, un très grand nombre d'étoiles distantes doit être surveillé en permanence afin de détecter les contributions des microlentilles planétaires à un rythme raisonnable. Cette méthode est la plus fructueuse pour les planètes situées entre la Terre et le centre de la galaxie, car le centre galactique fournit un grand nombre d'étoiles de fond.

En 1991, les astronomes Shude Mao et Bohdan Paczyński ont proposé d'utiliser la microlentille gravitationnelle pour rechercher des compagnons binaires aux étoiles, et leur proposition a été affinée par Andy Gould et Abraham Loeb en 1992 comme méthode de détection des exoplanètes. Les succès de la méthode remontent à 2002, lorsqu'un groupe d'astronomes polonais (Andrzej Udalski, Marcin Kubiak et Michał Szymański de Varsovie et Bohdan Paczyński) dans le cadre du projet OGLE (The Optical Gravitational Lensing Experiment) a développé une technique réalisable. Pendant un mois, ils ont trouvé plusieurs planètes possibles, bien que des limitations dans les observations aient empêché une confirmation claire. Depuis lors, plusieurs planètes extrasolaires confirmées ont été détectées à l'aide de microlentilles. Ce fut la première méthode capable de détecter des planètes de masse semblable à la Terre autour d'étoiles ordinaires de la séquence principale. [54]

Contrairement à la plupart des autres méthodes, qui ont un biais de détection envers les planètes avec de petites orbites (ou pour l'imagerie résolue, grande), la méthode de microlentille est la plus sensible pour détecter des planètes à environ 1 à 10 unités astronomiques des étoiles semblables au Soleil.

Un inconvénient notable de la méthode est que la lentille ne peut pas être répétée, car l'alignement aléatoire ne se reproduit jamais. De plus, les planètes détectées auront tendance à être éloignées de plusieurs kiloparsecs, de sorte que les observations de suivi avec d'autres méthodes sont généralement impossibles. De plus, la seule caractéristique physique qui peut être déterminée par microlentille est la masse de la planète, dans des contraintes lâches. Les propriétés orbitales ont également tendance à ne pas être claires, car la seule caractéristique orbitale pouvant être directement déterminée est son demi-grand axe actuel à partir de l'étoile mère, ce qui peut être trompeur si la planète suit une orbite excentrique. Lorsque la planète est loin de son étoile, elle ne passe qu'une infime partie de son orbite dans un état où elle est détectable avec cette méthode, de sorte que la période orbitale de la planète ne peut pas être facilement déterminée. Il est également plus facile de détecter des planètes autour d'étoiles de faible masse, car l'effet de microlentille gravitationnelle augmente avec le rapport de masse planète/étoile.

Les principaux avantages de la méthode de microlentille gravitationnelle sont qu'elle peut détecter des planètes de faible masse (en principe jusqu'à la masse de Mars avec de futurs projets spatiaux tels que WFIRST), elle peut détecter des planètes sur des orbites larges comparables à Saturne et Uranus, qui ont également des périodes orbitales longtemps pour les méthodes de vitesse radiale ou de transit et il peut détecter des planètes autour d'étoiles très éloignées. Lorsque suffisamment d'étoiles d'arrière-plan peuvent être observées avec suffisamment de précision, la méthode devrait finalement révéler à quel point les planètes semblables à la Terre sont communes dans la galaxie. [ citation requise ]

Les observations sont généralement effectuées à l'aide de réseaux de télescopes robotiques. En plus de l'OGLE financé par le Conseil européen de la recherche, le groupe Microlensing Observations in Astrophysics (MOA) travaille à perfectionner cette approche.

Le projet PLANET (Probing Lensing Anomalies NETwork)/RoboNet est encore plus ambitieux. Il permet une couverture presque continue 24 heures sur 24 par un réseau de télescopes couvrant le monde entier, offrant la possibilité de capter les contributions des microlentilles de planètes dont la masse est aussi faible que celle de la Terre. Cette stratégie a réussi à détecter la première planète de faible masse sur une orbite large, désignée OGLE-2005-BLG-390Lb. [54]

Imagerie directe Modifier

Les planètes sont des sources de lumière extrêmement faibles par rapport aux étoiles, et le peu de lumière qui en provient a tendance à se perdre dans l'éblouissement de leur étoile mère. Donc en général, il est très difficile de les détecter et de les résoudre directement depuis leur étoile hôte. Les planètes en orbite assez loin des étoiles pour être résolues réfléchissent très peu de lumière stellaire, de sorte que les planètes sont plutôt détectées par leur émission thermique. Il est plus facile d'obtenir des images lorsque le système stellaire est relativement proche du Soleil, et lorsque la planète est particulièrement grande (beaucoup plus grande que Jupiter), largement séparée de son étoile mère, et chaude au point qu'elle émet un rayonnement infrarouge intense. été faite dans l'infrarouge, où la planète est plus lumineuse qu'elle ne l'est aux longueurs d'onde visibles. Les coronagraphes sont utilisés pour bloquer la lumière de l'étoile, tout en laissant la planète visible. L'imagerie directe d'une exoplanète semblable à la Terre nécessite une stabilité optothermique extrême. [55] Pendant la phase d'accrétion de la formation planétaire, le contraste étoile-planète peut être encore meilleur dans H alpha qu'il ne l'est dans l'infrarouge – une étude sur H alpha est actuellement en cours. [56]

L'imagerie directe ne peut donner que des contraintes lâches de la masse de la planète, qui est dérivée de l'âge de l'étoile et de la température de la planète. La masse peut varier considérablement, car les planètes peuvent se former plusieurs millions d'années après la formation de l'étoile. Plus la planète est froide, moins la masse de la planète doit être. Dans certains cas, il est possible de donner des contraintes raisonnables au rayon d'une planète en fonction de la température de la planète, de sa luminosité apparente et de sa distance par rapport à la Terre. Les spectres émis par les planètes n'ont pas besoin d'être séparés de l'étoile, ce qui facilite la détermination de la composition chimique des planètes.

Parfois, des observations à plusieurs longueurs d'onde sont nécessaires pour exclure que la planète soit une naine brune. L'imagerie directe peut être utilisée pour mesurer avec précision l'orbite de la planète autour de l'étoile. Contrairement à la majorité des autres méthodes, l'imagerie directe fonctionne mieux avec des planètes avec des orbites de face plutôt qu'avec des orbites de face, car une planète en orbite de face est observable sur l'intégralité de l'orbite de la planète, tandis que les planètes avec les orbites sont plus facilement observables pendant leur période de plus grande séparation apparente de l'étoile mère.

Les planètes détectées par imagerie directe se répartissent actuellement en deux catégories. Premièrement, les planètes se trouvent autour d'étoiles plus massives que le Soleil qui sont assez jeunes pour avoir des disques protoplanétaires. La deuxième catégorie se compose d'éventuelles naines sous-brunes trouvées autour d'étoiles très sombres, ou de naines brunes qui sont à au moins 100 UA de leurs étoiles mères.

Les objets de masse planétaire non liés gravitationnellement à une étoile sont également trouvés par imagerie directe.

Premières découvertes Modifier

En 2004, un groupe d'astronomes a utilisé le réseau de très grands télescopes de l'Observatoire européen austral au Chili pour produire une image de 2M1207b, un compagnon de la naine brune 2M1207. [59] L'année suivante, le statut planétaire du compagnon est confirmé. [60] On estime que la planète est plusieurs fois plus massive que Jupiter et qu'elle a un rayon orbital supérieur à 40 UA.

En septembre 2008, un objet a été imagé à une séparation de 330 UA de l'étoile 1RXS J160929.1−210524, mais ce n'est qu'en 2010, qu'il a été confirmé qu'il s'agissait d'une planète compagne de l'étoile et pas seulement d'un alignement aléatoire. [61]

Le premier système multiplanétaire, annoncé le 13 novembre 2008, a été photographié en 2007, à l'aide de télescopes à l'observatoire Keck et à l'observatoire Gemini. Trois planètes ont été observées directement en orbite autour de HR 8799, dont les masses sont environ dix, dix et sept fois celles de Jupiter. [62] [63] Le même jour, 13 novembre 2008, il a été annoncé que le télescope spatial Hubble a observé directement une exoplanète en orbite autour de Fomalhaut, avec une masse ne dépassant pas 3 M J. [64] Les deux systèmes sont entourés de disques un peu comme la ceinture de Kuiper.

En 2009, il a été annoncé que l'analyse d'images datant de 2003, révélait une planète en orbite autour de Beta Pictoris. [ citation requise ]

En 2012, il a été annoncé qu'une planète "Super-Jupiter" avec une masse d'environ 12,8 M J en orbite autour de Kappa Andromedae a été directement imagée à l'aide du télescope Subaru à Hawaï. [65] [66] Il orbite autour de son étoile mère à une distance d'environ 55 UA, ou presque deux fois la distance de Neptune au soleil.

Un système supplémentaire, GJ 758, a été photographié en novembre 2009, par une équipe utilisant l'instrument HiCIAO du télescope Subaru, mais il s'agissait d'une naine brune. [67]

D'autres exoplanètes possibles à avoir été directement imagées incluent GQ Lupi b, AB Pictoris b et SCR 1845 b. [68] En mars 2006, aucune n'a été confirmée comme planètes à la place, elles pourraient elles-mêmes être de petites naines brunes. [69] [70]

Instruments d'imagerie Modifier

Certains projets visant à équiper les télescopes d'instruments capables d'imagerie planétaire comprennent les télescopes au sol Gemini Planet Imager, VLT-SPHERE, l'instrument Subaru Coronagraphic Extreme Adaptive Optics (SCExAO), Palomar Project 1640 et le télescope spatial WFIRST. La mission New Worlds propose un grand occulteur dans l'espace conçu pour bloquer la lumière des étoiles proches afin d'observer leurs planètes en orbite. Cela pourrait être utilisé avec des télescopes existants, déjà planifiés ou nouveaux, construits à cet effet.

En 2010, une équipe du Jet Propulsion Laboratory de la NASA a démontré qu'un coronographe à vortex pouvait permettre à de petits télescopes d'imager directement des planètes. [72] Ils l'ont fait en imageant les planètes HR 8799 précédemment imagées, en utilisant seulement une partie de 1,5 mètre de large du télescope Hale.

Il a également été proposé que les télescopes spatiaux qui focalisent la lumière à l'aide de plaques zonées au lieu de miroirs fourniraient une imagerie à contraste plus élevé et seraient moins chers à lancer dans l'espace en raison de la possibilité de replier la plaque zonale légère en aluminium. [74]

Polarimétrie Modifier

La lumière émise par une étoile n'est pas polarisée, c'est-à-dire que la direction d'oscillation de l'onde lumineuse est aléatoire. Cependant, lorsque la lumière est réfléchie par l'atmosphère d'une planète, les ondes lumineuses interagissent avec les molécules de l'atmosphère et se polarisent. [75]

En analysant la polarisation dans la lumière combinée de la planète et de l'étoile (environ une partie sur un million), ces mesures peuvent en principe être effectuées avec une très grande sensibilité, la polarimétrie n'étant pas limitée par la stabilité de l'atmosphère terrestre. Un autre avantage majeur est que la polarimétrie permet de déterminer la composition de l'atmosphère de la planète. Le principal inconvénient est qu'il ne pourra pas détecter les planètes sans atmosphères. Les planètes plus grandes et les planètes avec un albédo plus élevé sont plus faciles à détecter par polarimétrie, car elles réfléchissent plus de lumière.

Les appareils astronomiques utilisés pour la polarimétrie, appelés polarimètres, sont capables de détecter la lumière polarisée et de rejeter les faisceaux non polarisés. Des groupes tels que ZIMPOL/CHEOPS [76] et PlanetPol [77] utilisent actuellement des polarimètres pour rechercher des planètes extrasolaires. La première détection réussie d'une planète extrasolaire à l'aide de cette méthode date de 2008, lorsque HD 189733 b, une planète découverte trois ans plus tôt, a été détectée par polarimétrie. [78] Cependant, aucune nouvelle planète n'a encore été découverte en utilisant cette méthode.

Astrométrie Modifier

Cette méthode consiste à mesurer avec précision la position d'une étoile dans le ciel, et à observer comment cette position évolue dans le temps. À l'origine, cela se faisait visuellement, avec des enregistrements manuscrits. À la fin du XIXe siècle, cette méthode utilisait des plaques photographiques, améliorant considérablement la précision des mesures et créant une archive de données. Si une étoile a une planète, alors l'influence gravitationnelle de la planète fera se déplacer l'étoile elle-même sur une petite orbite circulaire ou elliptique. En effet, l'étoile et la planète orbitent chacune autour de leur centre de masse mutuel (barycentre), comme expliqué par les solutions du problème à deux corps. Comme l'étoile est beaucoup plus massive, son orbite sera beaucoup plus petite. [79] Fréquemment, le centre de masse mutuel se situera dans le rayon du plus grand corps. Par conséquent, il est plus facile de trouver des planètes autour d'étoiles de faible masse, en particulier des naines brunes.

L'astrométrie est la plus ancienne méthode de recherche de planètes extrasolaires et était à l'origine populaire en raison de son succès dans la caractérisation des systèmes d'étoiles binaires astrométriques. Cela remonte au moins aux déclarations de William Herschel à la fin du XVIIIe siècle. Il a affirmé qu'un compagnon invisible affectait la position de l'étoile qu'il cataloguait comme 70 Ophiuchi. Le premier calcul astrométrique formel connu pour une planète extrasolaire a été effectué par William Stephen Jacob en 1855 pour cette étoile. [80] Des calculs similaires ont été répétés par d'autres pendant un autre demi-siècle [81] jusqu'à ce qu'ils soient finalement réfutés au début du 20e siècle. [82] [83] Pendant deux siècles, des allégations ont circulé sur la découverte de compagnons invisibles en orbite autour de systèmes stellaires proches qui auraient tous été trouvés à l'aide de cette méthode, [81] aboutissant à l'annonce proéminente de 1996, de plusieurs planètes en orbite autour de l'étoile voisine Lalande 21185 par George Gatewood. [84] [85] Aucune de ces affirmations n'a survécu à l'examen minutieux d'autres astronomes et la technique est tombée en discrédit. [86] Malheureusement, les changements dans la position stellaire sont si petits—et les distorsions atmosphériques et systématiques si grandes—que même les meilleurs télescopes au sol ne peuvent pas produire des mesures suffisamment précises. Toutes les réclamations d'un compagnon planétaire de moins de 0,1 masse solaire, comme la masse de la planète, faites avant 1996 en utilisant cette méthode sont probablement fausses. En 2002, le télescope spatial Hubble a réussi à utiliser l'astrométrie pour caractériser une planète précédemment découverte autour de l'étoile Gliese 876. [87]

L'observatoire spatial Gaïa, lancé en 2013, devrait trouver des milliers de planètes par astrométrie, mais avant le lancement de Gaïa, aucune planète détectée par astrométrie n'avait été confirmée.

SIM PlanetQuest était un projet américain (annulé en 2010) qui aurait eu des capacités de recherche d'exoplanètes similaires à celles de Gaia.

Un avantage potentiel de la méthode astrométrique est qu'elle est plus sensible aux planètes avec de grandes orbites. Cela le rend complémentaire à d'autres méthodes qui sont les plus sensibles aux planètes avec de petites orbites. Cependant, des temps d'observation très longs seront nécessaires - des années, voire des décennies, car les planètes suffisamment éloignées de leur étoile pour permettre la détection par astrométrie mettent également beaucoup de temps à compléter une orbite.

Les planètes en orbite autour d'une des étoiles dans les systèmes binaires sont plus facilement détectables, car elles provoquent des perturbations dans les orbites des étoiles elles-mêmes. Cependant, avec cette méthode, des observations de suivi sont nécessaires pour déterminer l'étoile autour de laquelle la planète orbite.

En 2009, la découverte de VB 10b par astrométrie a été annoncée. Cet objet planétaire, en orbite autour de l'étoile naine rouge de faible masse VB 10, aurait une masse sept fois supérieure à celle de Jupiter. Si elle est confirmée, ce serait la première exoplanète découverte par astrométrie, parmi les nombreuses qui ont été revendiquées au fil des ans. [88] [89] Cependant des études récentes indépendantes de la vitesse radiale excluent l'existence de la planète revendiquée. [90] [91]

En 2010, six étoiles binaires ont été mesurées par astrométrie. L'un des systèmes stellaires, appelé HD 176051, a été trouvé avec "une grande confiance" pour avoir une planète. [92]

En 2018, une étude comparant les observations de la sonde Gaia aux données Hipparcos pour le système Beta Pictoris a pu mesurer la masse de Beta Pictoris b, la contraignant à 11 ± 2 masses de Jupiter. [93] Ceci est en bon accord avec les estimations de masse précédentes d'environ 13 masses de Jupiter.

La combinaison de la vitesse radiale et de l'astrométrie avait été utilisée pour détecter et caractériser quelques planètes à courte période, bien qu'aucun Jupiter froid n'ait été détecté de la même manière auparavant. En 2019, les données de la sonde Gaia et de son prédécesseur Hipparcos ont été complétées par des données HARPS permettant une meilleure description de ε Indi Ab comme l'exoplanète de type Jupiter la plus proche avec une masse de 3 Jupiters sur une orbite légèrement excentrique avec une période orbitale de 45 ans . [94]

Éclipse aux rayons X Modifier

En septembre 2020, la détection d'une planète candidate en orbite autour du binaire à rayons X de masse élevée M51-ULS-1 dans la galaxie Whirlpool a été annoncée. La planète a été détectée par des éclipses de la source de rayons X, qui consiste en un vestige stellaire (soit une étoile à neutrons, soit un trou noir) et une étoile massive, probablement une supergéante de type B. C'est la seule méthode capable de détecter une planète dans une autre galaxie. [95]

Cinématique du disque Modifier

Les planètes peuvent être détectées par les lacunes qu'elles produisent dans les disques protoplanétaires. [96] [97]

Détection d'écho de flare et de variabilité Modifier

Les événements de variabilité non périodiques, tels que les éruptions, peuvent produire des échos extrêmement faibles dans la courbe de lumière s'ils se reflètent sur une exoplanète ou un autre milieu de diffusion dans le système stellaire. [98] [99] [100] [101] Plus récemment, motivés par les progrès des technologies d'instrumentation et de traitement du signal, les échos des exoplanètes devraient pouvoir être récupérés à partir de mesures photométriques et spectroscopiques à haute cadence de systèmes stellaires actifs, tels que les naines M . [102] [103] [104] Ces échos sont théoriquement observables dans toutes les inclinaisons orbitales.

Imagerie de transit Modifier

Un réseau d'interféromètres optique/infrarouge ne collecte pas autant de lumière qu'un seul télescope de taille équivalente, mais a la résolution d'un seul télescope de la taille du réseau. Pour les étoiles brillantes, ce pouvoir de résolution pourrait être utilisé pour imager la surface d'une étoile lors d'un événement de transit et voir l'ombre de la planète en transit. Cela pourrait fournir une mesure directe du rayon angulaire de la planète et, via la parallaxe, son rayon réel. Ceci est plus précis que les estimations de rayon basées sur la photométrie de transit, qui dépendent des estimations de rayon stellaire qui dépendent des modèles de caractéristiques des étoiles. L'imagerie permet également une détermination plus précise de l'inclinaison que la photométrie. [105]

Émissions radio magnétosphériques Modifier

Les émissions radio des magnétosphères pourraient être détectées avec les futurs radiotélescopes. Cela pourrait permettre de déterminer le taux de rotation d'une planète, ce qui est difficile à détecter autrement. [106]

Émissions radio aurorales Modifier

Les émissions radio aurorales des planètes géantes avec des sources de plasma, telles que la lune volcanique Io de Jupiter, pourraient être détectées avec des radiotélescopes tels que LOFAR. [107] [108]

Interférométrie optique Modifier

En mars 2019, les astronomes de l'ESO, utilisant l'instrument GRAVITY sur leur Very Large Telescope Interferometer (VLTI), ont annoncé la première détection directe d'une exoplanète, HR 8799 e, en utilisant l'interférométrie optique. [109]

Interférométrie modifiée Modifier

En examinant les ondulations d'un interférogramme à l'aide d'un spectromètre à transformée de Fourier, une sensibilité accrue pourrait être obtenue afin de détecter les signaux faibles des planètes semblables à la Terre. [110]

Disques circumstellaires Modifier

Des disques de poussière spatiale (disques de débris) entourent de nombreuses étoiles. La poussière peut être détectée car elle absorbe la lumière des étoiles ordinaire et la réémet sous forme de rayonnement infrarouge. Même si les particules de poussière ont une masse totale bien inférieure à celle de la Terre, elles peuvent toujours avoir une surface totale suffisamment grande pour surpasser leur étoile mère dans les longueurs d'onde infrarouges. [111]

Le télescope spatial Hubble est capable d'observer des disques de poussière avec son instrument NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer).Des images encore meilleures ont maintenant été prises par son instrument frère, le télescope spatial Spitzer, et par l'observatoire spatial Herschel de l'Agence spatiale européenne, qui peut voir beaucoup plus profondément dans les longueurs d'onde infrarouges que Hubble. Des disques de poussière ont maintenant été trouvés autour de plus de 15% des étoiles proches du soleil. [112]

On pense que la poussière est générée par des collisions entre comètes et astéroïdes. La pression de rayonnement de l'étoile repoussera les particules de poussière dans l'espace interstellaire sur une échelle de temps relativement courte. Par conséquent, la détection de poussière indique une reconstitution continue par de nouvelles collisions et fournit une forte preuve indirecte de la présence de petits corps comme des comètes et des astéroïdes qui orbitent autour de l'étoile mère. [112] Par exemple, le disque de poussière autour de l'étoile Tau Ceti indique que cette étoile a une population d'objets analogue à la ceinture de Kuiper de notre propre système solaire, mais au moins dix fois plus épaisse. [111]

De manière plus spéculative, les caractéristiques des disques de poussière suggèrent parfois la présence de planètes de taille normale. Certains disques ont une cavité centrale, ce qui signifie qu'ils sont vraiment en forme d'anneau. La cavité centrale peut être causée par une planète qui « évacue » la poussière de son orbite. D'autres disques contiennent des amas qui peuvent être causés par l'influence gravitationnelle d'une planète. Ces deux types de caractéristiques sont présents dans le disque de poussière autour d'Epsilon Eridani, faisant allusion à la présence d'une planète avec un rayon orbital d'environ 40 UA (en plus de la planète intérieure détectée par la méthode de la vitesse radiale). [113] Ces types d'interactions planète-disque peuvent être modélisés numériquement en utilisant des techniques de toilettage collisionnel. [114]

Contamination des atmosphères stellaires Modifier

L'analyse spectrale des atmosphères des naines blanches trouve souvent la contamination d'éléments plus lourds comme le magnésium et le calcium. Ces éléments ne peuvent pas provenir du noyau des étoiles, et il est probable que la contamination provienne d'astéroïdes qui se sont trop rapprochés (dans la limite de Roche) de ces étoiles par interaction gravitationnelle avec des planètes plus grandes et ont été déchirés par les forces de marée de l'étoile. Jusqu'à 50 % des jeunes naines blanches peuvent être contaminées de cette manière. [115]

De plus, la poussière responsable de la pollution atmosphérique peut être détectée par rayonnement infrarouge si elle existe en quantité suffisante, à la manière de la détection de disques de débris autour des étoiles de la séquence principale. Les données du télescope spatial Spitzer suggèrent que 1 à 3% des naines blanches possèdent de la poussière circumstellaire détectable. [116]

En 2015, des planètes mineures ont été découvertes en transit par la naine blanche WD 1145+017. [117] Ce matériau orbite avec une période d'environ 4,5 heures, et les formes des courbes de lumière de transit suggèrent que les plus gros corps se désintègrent, contribuant à la contamination de l'atmosphère de la naine blanche.

La plupart des planètes extrasolaires confirmées ont été trouvées à l'aide de télescopes spatiaux (au 01/2015). [118] De nombreuses méthodes de détection peuvent fonctionner plus efficacement avec des télescopes spatiaux qui évitent la brume et la turbulence atmosphériques. COROT (2007-2012) et Kepler étaient des missions spatiales dédiées à la recherche de planètes extrasolaires à l'aide de transits. COROT a découvert une trentaine de nouvelles exoplanètes. Kepler (2009-2013) et K2 (2013- ) ont découvert plus de 2000 exoplanètes vérifiées. [119] Le télescope spatial Hubble et MOST ont également trouvé ou confirmé quelques planètes. Le télescope spatial Spitzer infrarouge a été utilisé pour détecter les transits de planètes extrasolaires, ainsi que les occultations des planètes par leur étoile hôte et leurs courbes de phase. [19] [20] [120]

La mission Gaia, lancée en décembre 2013, [121] utilisera l'astrométrie pour déterminer les masses réelles de 1000 exoplanètes proches. [122] [123] TESS, lancé en 2018, CHEOPS lancé en 2019 et PLATO en 2026 utiliseront la méthode du transit.


Dérivation des paramètres orbitaux d'une exoplanète découverte par imagerie directe - Astronomie

Au cours des 20 dernières années, nous avons appris que les exoplanètes sont omniprésentes dans notre Galaxie et présentent un ensemble diversifié de données démographiques, mais il reste encore beaucoup à faire pour comprendre cette diversité. Déterminer les distributions des propriétés fondamentales des exoplanètes fournira des indices essentiels concernant leur formation et leur évolution. C'est une tâche difficile, car les relevés d'exoplanètes ne sont pas uniformément sensibles à la gamme complète des paramètres spatiaux de la planète. Divers biais d'observation et effets de sélection intrinsèques à chacune des différentes techniques de découverte contraignent les types de planètes auxquelles elles sont sensibles. Ici, j'enregistre une collection des premières études pour développer et appliquer la méthodologie de synthèse des résultats de plusieurs techniques de détection pour construire un recensement statistiquement complet des compagnons planétaires des naines M qui échantillonne une large région de leur espace de paramètres. Je présente une comparaison robuste des découvertes d'exoplanètes à partir de relevés de microlentilles et de vitesse radiale (RV) de naines M qui déduisent des fréquences de planètes géantes qui diffèrent de plus d'un ordre de grandeur et sont, à première vue, en conflit direct. Je démontre que les relevés RV de pointe actuels ne sont capables de détecter que la queue de masse élevée de la population de planètes au-delà de la ligne de glace déduite par des études de microlentille, engendrant une grande différence apparente dans la fréquence des planètes géantes. Cette comparaison établit en outre que les résultats de ces types d'enquêtes sont, en fait, cohérents sur la région de l'espace des paramètres dans laquelle leurs sensibilités se chevauchent. Une synthèse des résultats des relevés par microlentille et RV donne des taux d'occurrence de planètes pour les naines M qui couvrent plusieurs ordres de grandeur en masse et en période orbitale. En moyenne, chaque naine M héberge environ deux planètes, et tandis que les compagnons Jupiter et super-Jupiter sont relativement rares (3%), les géantes gazeuses, en général, sont assez courantes (15%). Ces taux d'occurrence sont nettement inférieurs à ceux inférés autour des étoiles FGK et sont donc, au moins qualitativement, cohérents avec les prédictions de la théorie de l'accrétion du cœur. Enfin, je présente une synthèse des résultats des relevés par microlentille, RV et imagerie directe qui améliorent les contraintes sur la démographie des compagnons planétaires massifs à longue période des naines M. Je démontre que les résultats de cinq relevés différents d'exoplanètes utilisant ces trois techniques indépendantes sont cohérents avec une seule population de planètes décrite par une simple fonction de distribution de loi de puissance conjointe en masse et demi-grand axe, et fournissent des contraintes sur les paramètres d'un tel population. Le résultat final est le recensement statistiquement le plus complet d'exoplanètes qui a été construit jusqu'à présent pour un type donné d'étoile hôte, couvrant une plage de masse de 1-104 M⊕ et une plage de période orbitale de 1-105 jours. Ce travail représente une référence importante pour toutes les futures études de population d'exoplanètes, et les méthodologies développées ici sont applicables aux ensembles de données nouveaux et plus vastes des prochains relevés de « prochaine génération ».


Première observation directe de l'exoplanète β Pictoris c

Les astronomes utilisant l'instrument GRAVITY des télescopes VLT au Chili ont maintenant obtenu la première confirmation directe d'une exoplanète découverte par vitesse radiale. Comme la planète « β Pictoris c » est en orbite rapprochée autour de son étoile mère, c'est la première fois que le faible reflet de l'exoplanète à côté de l'éclat de l'étoile est directement observé. Grâce à ces observations, les astronomes peuvent obtenir à la fois le flux et les masses dynamiques des exoplanètes, ce qui leur permet d'imposer des contraintes plus strictes sur les modèles de formation des exoplanètes.

En combinant la lumière des quatre grands télescopes du VLT, les astronomes de la collaboration GRAVITY ont réussi à observer directement le reflet de la lumière provenant d'une exoplanète proche de son étoile mère. La planète appelée « β Pictoris c » est la deuxième planète en orbite autour de son étoile mère. Il a été initialement détecté par la soi-disant «vitesse radiale», qui mesure la traînée et la traction sur l'étoile mère en raison de l'orbite de la planète. Pictoris c est si proche de son étoile mère que même les meilleurs télescopes n'étaient pas en mesure d'imager directement la planète jusqu'à présent.

Ces images schématiques montrent la géométrie du système β Pictoris : L'image de gauche montre à la fois l'étoile et les deux planètes incrustées dans le disque poussiéreux dans l'orientation visible depuis le point de vue du système solaire. Cette vue a été construite en utilisant les informations provenant d'observations réelles. Le panneau du milieu contient une impression d'artiste du système disque/planète. L'image de droite montre les dimensions du système vu de dessus et les observations précédentes de Pictoris b (losanges oranges et cercles rouges) et les nouvelles observations directes de β Pictoris c (cercles verts). L'orbite exacte de la planète c est encore quelque peu incertaine (zone blanche floue).

Crédit : Axel Quetz / Département graphique MPIA

« C'est la première confirmation directe d'une planète détectée par la méthode de la vitesse radiale », explique Sylvestre Lacour, responsable du programme d'observation ExoGRAVITY. Les mesures de vitesse radiale sont utilisées depuis de nombreuses décennies par les astronomes et ont permis la détection de centaines d'exoplanètes. Mais jamais auparavant les astronomes n'avaient pu obtenir une observation directe d'une de ces planètes. Cela n'a été possible que parce que l'instrument GRAVITY, situé dans un laboratoire sous les quatre télescopes qu'il utilise, est un instrument très précis. Il observe la lumière de l'étoile mère avec les quatre télescopes du VLT en même temps et les combine dans un télescope virtuel avec les détails nécessaires pour révéler β Pictoris c.

"C'est incroyable, quel niveau de détail et de sensibilité nous pouvons atteindre avec GRAVITY", s'émerveille Frank Eisenhauer, le scientifique principal du projet GRAVITY à MPE. « Nous commençons tout juste à explorer de nouveaux mondes époustouflants, du trou noir supermassif au centre de notre galaxie aux planètes en dehors du système solaire. »

La détection directe avec GRAVITY, cependant, n'a été possible qu'en raison de nouvelles données de vitesse radiale établissant avec précision le mouvement orbital de Pictoris c, présentées dans un deuxième article publié également aujourd'hui. Cela a permis à l'équipe de localiser et de prédire avec précision la position attendue de la planète afin que GRAVITY puisse la trouver.

Pictoris c est ainsi la première planète détectée et confirmée avec les deux méthodes, mesures de vitesse radiale et imagerie directe. En plus de la confirmation indépendante de l'exoplanète, les astronomes peuvent désormais combiner les connaissances de ces deux techniques auparavant distinctes. "Cela signifie que nous pouvons désormais obtenir à la fois la luminosité et la masse de cette exoplanète", explique Mathias Nowak, l'auteur principal de l'article sur la découverte de GRAVITY. "En règle générale, plus la planète est massive, plus elle est lumineuse."

Dans ce cas, cependant, les données sur les deux planètes sont quelque peu déroutantes : la lumière provenant de β Pictoris c est six fois plus faible que celle de sa grande sœur, β Pictoris b. Pictoris c a 8 fois la masse de Jupiter. Alors, quelle est la masse de β Pictoris b ? Les données de vitesse radiale répondront finalement à cette question, mais il faudra beaucoup de temps pour obtenir suffisamment de données : une orbite complète pour la planète b autour de son étoile prend 28 de nos années !

« Nous utilisions auparavant GRAVITY pour obtenir des spectres d'autres exoplanètes directement imagées, qui elles-mêmes contenaient déjà des indices sur leur processus de formation », ajoute Paul Molliere, qui, en tant que postdoctorant à la MPIA, modélise les spectres d'exoplanètes. "Cette mesure de la luminosité de β Pictoris c, combinée à sa masse, est une étape particulièrement importante pour contraindre nos modèles de formation de planètes." Des données supplémentaires pourraient également être fournies par GRAVITY+, l'instrument de nouvelle génération, qui est déjà en cours de développement.


Un système à quatre planètes en orbite, directement imagé et remarquable

L'ère de l'imagerie directe des exoplanètes ne fait que commencer, mais la science et les plaisirs visuels à venir sont attrayants.

Ce film évocateur de quatre planètes plus massives que Jupiter en orbite autour de la jeune étoile HR 8799 est une sorte de composite, comprenant des images prises sur sept ans au W.M. Observatoire de Keck à Hawaï.

Le film ne montre clairement pas d'orbites complètes, ce qui prendra encore de nombreuses années à collecter. La planète la plus proche fait le tour de l'étoile en environ 40 ans, la plus éloignée en plus de 400 ans.

Mais comme l'a décrit Jason Wang, un étudiant diplômé en astronomie de l'Université de Californie à Berkeley, les chercheurs pensent que les quatre planètes pourraient bien être en résonance les unes avec les autres.

Dans ce cas, il s'agit d'une résonance un-deux-quatre-huit, ce qui signifie que chaque planète a une période orbitale dans un rapport presque précis avec les autres dans le système.

Le cercle noir au centre de l'image fait partie de l'effort d'observation et d'analyse pour bloquer la lumière aveuglante de l'étoile, et ainsi rendre les planètes visibles.

Les images ont été initialement capturées par le Dr Christian Marois du Conseil national de recherches du Canada et de l'Institut Herzberg d'astrophysique. L'animation du film a été réalisée par Wang, qui fait partie de la branche Berkeley du Nexus for Exoplanet System Science (NExSS), un groupe parrainé par la NASA et formé pour encourager la science interdisciplinaire des exoplanètes.

L'étoile HR 8799 a déjà joué un rôle de pionnier dans l'évolution de l'imagerie directe des exoplanètes. En 2008, le groupe Marois a annoncé la découverte de trois des quatre planètes HR 8799 en utilisant pour la première fois l'imagerie directe. Le même jour qu'une autre équipe a annoncé l'imagerie directe d'une planète en orbite autour de l'étoile Fomalhaut.

HR 8799 est à 129 années-lumière dans la constellation de Pégase. Par coïncidence, elle est assez proche de l'étoile 51 Pegasi, où la première exoplanète a été détectée en 1995. Elle a moins de 60 millions d'années, a déclaré Wang, et est presque cinq fois plus brillante que le soleil.

Wang a déclaré que l'animation est basée sur huit observations des planètes depuis 2009. Il a ensuite utilisé un algorithme d'interpolation de mouvement pour tracer l'orbite entre ces points.

On peut apprendre beaucoup du mouvement des planètes, quel que soit le temps qu'il leur faudra pour faire le tour de leur soleil. Sur la base des observations de Keck, les astronomes ont conclu que les quatre planètes orbitent dans un mouvement à peu près képlérien autour de l'étoile et presque circulaire, mais pas entièrement.

Les planètes sont assez éloignées les unes des autres, ce qui est prévisible en raison de leur taille énorme. En raison de ces grandes séparations, Wang a déclaré que les astronomes surveilleraient pour voir si le système est stable ou si certaines des planètes peuvent être éjectées du système.

Bien que les trois premières planètes HR 8799 aient été officiellement découvertes en 2008, les chercheurs ont appris par la suite que les planètes avaient en fait déjà été observées. La &ldquoprecovery&rdquo avait été réalisée en 1998 par l'instrument NICMOS sur le télescope spatial Hubble, mais n'a été dévoilée qu'après l'installation d'une nouvelle technique de traitement d'image.

La quatrième planète HR 8799 a été découverte après d'autres observations en 2009 et 2010. Cette planète orbite à l'intérieur des trois premières planètes, mais est toujours quinze fois la distance de son étoile que la Terre à notre soleil. (L'équipe travaillant avec Marois comprenait Quinn Konopacky de l'Université de Californie à San Diego, Bruce Macintosh de l'Université de Stanford et Travis Barman de l'Université de l'Arizona.)

James Graham est le chef du groupe Berkeley NExSS, et il a été frappé par certaines des connexions entre ce qui a été trouvé autour de HR 8799 et ce qui existe dans notre propre système solaire.


Titre : Confirmation astrométrique et paramètres orbitaux préliminaires de la jeune exoplanète 51 Eridani b avec le Gemini Planet Imager

Nous présentons de nouvelles observations Gemini Planet Imager de la jeune exoplanète 51 Eridani b qui fournissent une preuve supplémentaire que le compagnon est physiquement associé à 51 Eridani. En combinant cette nouvelle mesure astrométrique avec celles rapportées dans la littérature, nous réduisons considérablement la probabilité a posteriori que 51 Eridani b soit un nain T de premier plan ou d'arrière-plan non lié dans un alignement aléatoire avec 51 Eridani à 2 × 10 –7, un ordre de grandeur inférieur que précédemment rapporté. Si 51 Eridani b est bien un objet lié, alors nous avons détecté un mouvement orbital de la planète entre l'époque de la découverte et l'époque la plus récente. En mettant en œuvre une technique de Monte Carlo efficace du point de vue informatique, des contraintes préliminaires sont imposées aux paramètres orbitaux du système. L'ensemble actuel de mesures astrométriques suggère un demi-grand axe orbital de $<14>_<-3>^<+7>$ AU, correspondant à une période de $<41>_<-12>^<+35>$ ans (en supposant une masse de 1,75 M⊙ pour l'étoile centrale), et une inclinaison de $<138>_<-13>^<+15>$ deg. Les éléments orbitaux restants ne sont que marginalement contraints par les mesures actuelles. En conséquence, ces valeurs préliminaires suggèrent une orbite qui ne partage pas la même inclinaison que l'orbite du binaire M-nain distant, GJ 3305, qui est un compagnon physiquement lié à 51 Eridani.


Contenu

Transit Modifier

Des études spectroscopiques ont d'abord révélé la présence d'une planète autour de HD 209458 le 5 novembre 1999. Les astronomes avaient effectué des mesures photométriques minutieuses de plusieurs étoiles connues pour être orbitées par des planètes, dans l'espoir qu'ils pourraient observer une baisse de luminosité causée par le transit de la planète à travers le visage de l'étoile. Cela nécessiterait que l'orbite de la planète soit inclinée de sorte qu'elle passe entre la Terre et l'étoile, et auparavant aucun transit n'avait été détecté.

Peu de temps après la découverte, des équipes distinctes, l'une dirigée par David Charbonneau comprenant Timothy Brown et d'autres, et l'autre par Gregory W. Henry, ont pu détecter un transit de la planète à travers la surface de l'étoile, ce qui en fait le premier extrasolaire en transit connu. planète. Les 9 et 16 septembre 1999, l'équipe de Charbonneau a mesuré une baisse de 1,7% de la luminosité de HD 209458, qui a été attribuée au passage de la planète à travers l'étoile. Le 8 novembre, l'équipe d'Henry a observé un transit partiel, ne voyant que l'entrée. [9] Initialement incertain de leurs résultats, le groupe Henry a décidé de précipiter leurs résultats à la publication après avoir entendu des rumeurs selon lesquelles Charbonneau avait vu avec succès un transit entier en septembre. Les articles des deux équipes ont été publiés simultanément dans le même numéro de l'Astrophysical Journal. Chaque transit dure environ trois heures, au cours desquelles la planète couvre environ 1,5% du visage de l'étoile.

L'étoile avait été observée à plusieurs reprises par le satellite Hipparcos, ce qui a permis aux astronomes de calculer très précisément la période orbitale de HD 209458 b à 3,524736 jours. [dix]

Spectroscopique Modifier

L'analyse spectroscopique avait montré que la planète avait une masse environ 0,69 fois celle de Jupiter. [11] L'occurrence de transits a permis aux astronomes de calculer le rayon de la planète, ce qui n'avait été possible pour aucune exoplanète connue auparavant, et il s'est avéré qu'elle avait un rayon environ 35 % plus grand que celui de Jupiter. Il avait été précédemment émis l'hypothèse que les Jupiters chauds particulièrement proches de leur étoile mère devraient présenter ce type d'inflation en raison du réchauffement intense de leur atmosphère extérieure.Le réchauffement des marées dû à l'excentricité de son orbite, qui peut avoir été plus excentrique à la formation, peut également avoir joué un rôle au cours du dernier milliard d'années. [12]

Détection directe Modifier

Le 22 mars 2005, la NASA a annoncé que la lumière infrarouge de la planète avait été mesurée par le télescope spatial Spitzer, la toute première détection directe de la lumière d'une planète extrasolaire. Cela a été fait en soustrayant la lumière constante de l'étoile mère et en notant la différence lorsque la planète a transité devant l'étoile et s'est éclipsée derrière elle, fournissant une mesure de la lumière de la planète elle-même. De nouvelles mesures de cette observation ont déterminé la température de la planète à au moins 750 °C (1300 °F). L'orbite circulaire de HD 209458 b a également été confirmée.

Observation spectrale Modifier

Le 21 février 2007, la NASA et Nature a publié des nouvelles que HD 209458 b était l'une des deux premières planètes extrasolaires à avoir leurs spectres directement observés, l'autre étant HD 189733 b. [13] [14] Cela a longtemps été considéré comme le premier mécanisme par lequel des formes de vie extrasolaires mais non sensibles pouvaient être recherchées, par voie d'influence sur l'atmosphère d'une planète. Un groupe d'enquêteurs dirigé par Jeremy Richardson du Goddard Space Flight Center de la NASA a mesuré spectralement l'atmosphère de HD 209458 b dans la plage de 7,5 à 13,2 micromètres. Les résultats ont défié les attentes théoriques de plusieurs manières. Le spectre avait été prédit pour avoir un pic à 10 micromètres qui aurait indiqué la vapeur d'eau dans l'atmosphère, mais un tel pic était absent, indiquant aucune vapeur d'eau détectable. Un autre pic imprévu a été observé à 9,65 micromètres, que les enquêteurs ont attribué à des nuages ​​de poussière de silicate, un phénomène jamais observé auparavant. Un autre pic imprévu s'est produit à 7,78 micromètres, pour lequel les enquêteurs n'avaient pas d'explication. Une équipe distincte dirigée par Mark Swain du Jet Propulsion Laboratory a réanalysé le Richardson et al. données, et n'avaient pas encore publié leurs résultats lorsque le Richardson et al. article est sorti, mais a fait des conclusions similaires.

Le 23 juin 2010, les astronomes ont annoncé avoir mesuré pour la première fois une super tempête (avec des vents allant jusqu'à 7000 km/h) dans l'atmosphère de HD 209458 b. [15] Les observations de très haute précision effectuées par le Very Large Telescope de l'ESO et son puissant spectrographe CRIRES de gaz monoxyde de carbone montrent qu'il s'écoule à une vitesse énorme du côté jour extrêmement chaud au côté nuit plus frais de la planète. Les observations permettent également une autre "première" passionnante : mesurer la vitesse orbitale de l'exoplanète elle-même, fournissant une détermination directe de sa masse. [3]

En août 2008, la mesure de l'effet Rossiter-McLaughlin de HD 209458 b et donc de l'angle spin-orbite est de −4,4 ± 1,4°. [16] [17]

L'étude de 2012, a mis à jour l'angle spin-orbite à -5 ± 7°. [18]

Stratosphère et nuages ​​supérieurs Modifier

L'atmosphère est à une pression d'un bar à une altitude de 1,29 rayon de Jupiter au-dessus du centre de la planète. [19]

Là où la pression est de 33±5 millibars, l'atmosphère est claire (probablement de l'hydrogène) et son effet Rayleigh est détectable. A cette pression, la température est de 2200±260 K. [19]

Les observations du télescope en orbite Microvariability and Oscillations du télescope STars ont initialement limité l'albédo (ou la réflectivité) de la planète en dessous de 0,3, ce qui en fait un objet étonnamment sombre. (L'albédo géométrique a depuis été mesuré à 0,038 ± 0,045. [20] ) En comparaison, Jupiter a un albédo beaucoup plus élevé de 0,52. Cela suggérerait que le pont nuageux supérieur de HD 209458 b est soit constitué d'un matériau moins réfléchissant que celui de Jupiter, ou bien qu'il n'y ait pas de nuages ​​et que Rayleigh diffuse le rayonnement entrant comme l'océan sombre de la Terre. [21] Les modèles depuis lors ont montré qu'entre le sommet de son atmosphère et le gaz chaud à haute pression entourant le manteau, il existe une stratosphère de gaz plus froid. [22] [23] Cela implique une enveloppe externe de nuage sombre, opaque et chaud que l'on pense généralement être constitué d'oxydes de vanadium et de titane, mais d'autres composés comme les tholins ne peuvent pas encore être exclus. [22] Une étude de 2016 indique que la couverture nuageuse à haute altitude est inégale avec une couverture d'environ 57%. [24] L'hydrogène chauffé par diffusion Rayleigh repose au sommet de la stratosphère, la partie absorbante du pont nuageux flotte au-dessus à 25 millibars. [25]

Exosphère Modifier

Autour de ce niveau, le 27 novembre 2001, le télescope spatial Hubble a détecté du sodium, la première atmosphère planétaire en dehors du système solaire à être mesurée. [26] Cette détection a été prédite par Sara Seager à la fin de 2001. [27] Le cœur de la ligne de sodium va de pressions de 50 millibars à un microbar. [28] Cela s'avère être environ un tiers de la quantité de sodium à HD 189733 b. [29]

Les données complémentaires n'ont pas confirmé la présence de sodium dans l'atmosphère de HD 209458 b [30] comme en 2020.

En 2003-4, les astronomes ont utilisé le spectrographe imageur du télescope spatial Hubble pour découvrir une énorme enveloppe ellipsoïdale d'hydrogène, de carbone et d'oxygène autour de la planète qui atteint 10 000 K. L'exosphère d'hydrogène s'étend à une distance RH=3.1 RJ, beaucoup plus grand que le rayon planétaire de 1,32 RJ. [31] À cette température et à cette distance, la distribution Maxwell-Boltzmann des vitesses de particules donne lieu à une « queue » significative d'atomes se déplaçant à des vitesses supérieures à la vitesse d'échappement. On estime que la planète perd environ 100 à 500 millions (1 à 5 × 10 8 ) kg d'hydrogène par seconde. L'analyse de la lumière des étoiles passant à travers l'enveloppe montre que les atomes de carbone et d'oxygène les plus lourds sont soufflés de la planète par l'extrême « traînée hydrodynamique » créée par son atmosphère d'hydrogène en évaporation. La queue d'hydrogène provenant de la planète mesure environ 200 000 kilomètres de long, ce qui équivaut à peu près à son diamètre.

On pense que ce type de perte d'atmosphère peut être commun à toutes les planètes en orbite autour d'étoiles semblables au Soleil à moins de 0,1 UA environ. HD 209458 b ne s'évaporera pas entièrement, bien qu'il puisse avoir perdu jusqu'à environ 7 % de sa masse au cours de sa durée de vie estimée à 5 milliards d'années. [32] Il est possible que le champ magnétique de la planète empêche cette perte, car l'exosphère deviendrait ionisée par l'étoile et le champ magnétique contiendrait les ions de la perte. [33]

Composition de l'atmosphère Modifier

Le 10 avril 2007, Travis Barman de l'observatoire Lowell a annoncé des preuves que l'atmosphère de HD 209458 b contenait de la vapeur d'eau. En utilisant une combinaison de mesures du télescope spatial Hubble précédemment publiées et de nouveaux modèles théoriques, Barman a trouvé des preuves solides de l'absorption d'eau dans l'atmosphère de la planète. [4] [34] [35] Sa méthode a modelé la lumière passant directement par l'atmosphère de l'étoile de la planète pendant que la planète passait devant elle. Cependant, cette hypothèse est encore à l'étude pour confirmation.

Barman s'est inspiré des données et des mesures prises par Heather Knutson, étudiante à l'Université Harvard, du télescope spatial Hubble, et a appliqué de nouveaux modèles théoriques pour démontrer la probabilité d'absorption d'eau dans l'atmosphère de la planète. La planète orbite autour de son étoile mère tous les trois jours et demi, et chaque fois qu'elle passe devant son étoile mère, le contenu atmosphérique peut être analysé en examinant comment l'atmosphère absorbe la lumière passant de l'étoile directement à travers l'atmosphère dans la direction de Terre.

Selon un résumé de la recherche, l'absorption d'eau atmosphérique dans une telle exoplanète la rend plus grande en apparence sur une partie du spectre infrarouge, par rapport aux longueurs d'onde du spectre visible. Barman a utilisé les données Hubble de Knutson sur HD 209458 b, appliquées à son modèle théorique, et aurait identifié l'absorption d'eau dans l'atmosphère de la planète.

Le 24 avril, l'astronome David Charbonneau, qui dirigeait l'équipe qui a effectué les observations de Hubble, a averti que le télescope lui-même pourrait avoir introduit des variations qui ont amené le modèle théorique à suggérer la présence d'eau. Il espère que d'autres observations éclairciront la question dans les mois suivants. [36] En avril 2007, une enquête plus approfondie est en cours.

Le 20 octobre 2009, des chercheurs du JPL ont annoncé la découverte de vapeur d'eau, de dioxyde de carbone et de méthane dans l'atmosphère. [37] [38]

Les spectres affinés obtenus en 2021 ont détecté à la place de la vapeur d'eau, du monoxyde de carbone, du cyanure d'hydrogène, du méthane, de l'ammoniac et de l'acétylène, tous compatibles avec le rapport molaire carbone/oxygène extrêmement élevé de 1,0 (alors que Sun a un rapport molaire C/O de 0,55). Si cela est vrai, le HD 209458 b peut être un excellent exemple de la planète carbone. [39]

En 2014, un champ magnétique autour de HD 209458 b a été déduit de la façon dont l'hydrogène s'évaporait de la planète. Il s'agit de la première détection (indirecte) d'un champ magnétique sur une exoplanète. Le champ magnétique est estimé à environ un dixième de celui de Jupiter. [40] [41]


Dérivation des paramètres orbitaux d'une exoplanète découverte par imagerie directe - Astronomie

En utilisant l'imagerie à contraste élevé avec l'instrument SPHERE du Very Large Telescope (VLT), nous rapportons les premières images d'une naine brune froide compagne de l'étoile hôte exoplanète HD 4113A. La naine brune HD 4113C fait partie d'un système dynamique complexe composé d'une planète géante, d'un hôte stellaire et d'un grand compagnon nain M connu. Sa séparation de 535 ± 3 mas et son contraste de bande H de 13,35 ± 0,10 mag correspondent à une séparation projetée de 22 UA et à une estimation de masse isochrone de 36 ± 5 M J basée sur les modèles COND. Le compagnon montre une forte absorption de méthane, et en ajustant un modèle d'atmosphère, nous estimons une gravité de surface de logg = 5 et une température effective de 500-600 K. Une comparaison de son spectre avec les naines T observées indique un type spectral T tardif, avec un objet T9 offrant la meilleure correspondance. En combinant l'astrométrie observée à partir des données d'imagerie avec 27 ans de vitesses radiales, nous utilisons l'ajustement orbital pour contraindre ses paramètres orbitaux et physiques, ainsi que pour mettre à jour ceux de la planète HD 4113A b, découverts par les mesures de vitesse radiale précédentes. Les données suggèrent une masse dynamique de 66 -4 +5 M J et une excentricité modérée de 0,44 -0,07 +0,08 pour la naine brune. Cette estimation de masse semble contredire l'estimation isochrone et celle d'objets avec des températures similaires, ce qui peut être dû au fait que l'objet nouvellement détecté est un système de naine brune binaire non résolu ou la présence d'un objet supplémentaire dans le système. Grâce à des simulations dynamiques, nous montrons que la planète peut subir de forts cycles Lidov-Kozai, élevant la possibilité qu'elle se soit formée sur une orbite quasi-circulaire et ait acquis son excentricité élevée actuellement observée (e 0,9) grâce à des interactions avec la naine brune. Les observations de suivi combinant les vitesses radiales, l'imagerie directe et l'astrométrie Gaia seront cruciales pour contraindre avec précision la masse dynamique de la naine brune et permettre une comparaison approfondie avec les modèles évolutifs et atmosphériques.

Basé sur des observations recueillies à l'Organisation européenne pour la recherche astronomique dans l'hémisphère sud dans le cadre des programmes de l'ESO 097.C-0893(A), 077.C-0293(A), 279.C-5052(A), 081.C-0653 (A) et 091.C-0721(B).


Un système à quatre planètes en orbite, directement imagé et remarquable

http://www.manyworlds.space/wp-content/uploads/2017/01/hr8799_orbit-4.mp4
L'ère de l'imagerie directe des exoplanètes ne fait que commencer, mais la science et les plaisirs visuels à venir sont attrayants.

Ce film évocateur de quatre planètes plus massives que Jupiter en orbite autour de la jeune étoile HR 8799 est une sorte de composite, comprenant des images prises sur sept ans au W.M. Observatoire de Keck à Hawaï.

Le film ne montre clairement pas d'orbites complètes, ce qui prendra encore de nombreuses années à collecter. La planète la plus proche fait le tour de l'étoile en environ 40 ans, la plus éloignée en plus de 400 ans.

Mais comme l'a décrit Jason Wang, un étudiant diplômé en astronomie de l'Université de Californie à Berkeley, les chercheurs pensent que les quatre planètes pourraient bien être en résonance les unes avec les autres.

Dans ce cas, il s'agit d'une résonance un-deux-quatre-huit, ce qui signifie que chaque planète a une période orbitale dans un rapport presque précis avec les autres dans le système.

Le cercle noir au centre de l'image fait partie de l'effort d'observation et d'analyse pour bloquer la lumière aveuglante de l'étoile, et ainsi rendre les planètes visibles.

Les images ont été initialement capturées par le Dr Christian Marois de l'Institut Herzberg d'astrophysique du Conseil national de recherches du Canada. L'animation du film a été réalisée par Wang, qui fait partie de la branche Berkeley du Nexus for Exoplanet System Science (NExSS), un groupe parrainé par la NASA et formé pour encourager la science interdisciplinaire des exoplanètes.

L'étoile HR 8799 a déjà joué un rôle de pionnier dans l'évolution de l'imagerie directe des exoplanètes. En 2008, le groupe Marois a annoncé la découverte de trois des quatre planètes HR 8799 en utilisant pour la première fois l'imagerie directe. Le même jour qu'une autre équipe a annoncé l'imagerie directe d'une planète en orbite autour de l'étoile Fomalhaut.

HR 8799 est à 129 années-lumière dans la constellation de Pégase. Par coïncidence, elle est assez proche de l'étoile 51 Pegasi, où la première exoplanète a été détectée en 1995. Elle a moins de 60 millions d'années, a déclaré Wang, et est presque cinq fois plus brillante que le soleil.

Wang a déclaré que l'animation est basée sur huit observations des planètes depuis 2009. Il a ensuite utilisé un algorithme d'interpolation de mouvement pour tracer l'orbite entre ces points.

On peut apprendre beaucoup du mouvement des planètes, quel que soit le temps qu'il leur faudra pour faire le tour de leur soleil. Sur la base des observations de Keck, les astronomes ont conclu que les quatre planètes orbitent dans un mouvement à peu près képlérien autour de l'étoile - presque circulaire, mais pas entièrement.

Les planètes sont assez éloignées les unes des autres, ce qui est prévisible en raison de leur taille énorme. En raison de ces grandes séparations, Wang a déclaré que les astronomes surveilleraient pour voir si le système est stable ou si certaines des planètes peuvent être éjectées du système.

Bien que les trois premières planètes HR 8799 aient été officiellement découvertes en 2008, les chercheurs ont appris par la suite que les planètes avaient en fait déjà été observées. La "pré-découverte" avait été réalisée en 1998 par l'instrument NICMOS du télescope spatial Hubble, mais n'a été dévoilée qu'après l'installation d'une nouvelle technique de traitement d'image.

La quatrième planète HR 8799 a été découverte après d'autres observations en 2009-2010. Cette planète orbite à l'intérieur des trois premières planètes, mais est toujours quinze fois la distance de son soleil que la Terre à notre soleil. (L'équipe travaillant avec Marois comprenait Quinn Konopacky de l'Université de Californie à San Diego, Bruce Macintosh de l'Université de Stanford et Travis Barman de l'Université de l'Arizona.)

James Graham est le chef du groupe Berkeley NExSS, et il a été frappé par certaines des connexions entre ce qui a été trouvé autour de HR 8799 et ce qui existe dans notre propre système solaire.

Inscrivez-vous pour recevoir les dernières nouvelles, événements et opportunités du programme d'astrobiologie de la NASA.


Voir la vidéo: Webinaari nautojen lämpökuvauksen perusteista osa 1 (Octobre 2022).