Pour pouvoir suivre ce cours dans les meilleurs conditions il vous faut maîtriser les bases des domaines suivants :

Crédit : Wikimedia, Andrew Dunn, CC ASA 2.0

• Dynamique newtonienne, pour comprendre la position et les déplacements de la planète

• Optique géométrique, pour comprendre le fonctionnement de la collecte de photons sur un détecteur

Optique ondulatoire, pour pouvoir comprendre le fonctionnement des instruments :

• Interférence (1, 2)

• Diffraction (1, 2)

• Flux!

Vous êtes invités à au moins parcourir les liens mis à disposition dans cette page pour pleinement bénéficier de ce cours.

L'imagerie directe d'exoplanètes se propose d'obtenir l'image d'une planète tournant autour d'une autre étoile que le soleil.

L'idée de base est de prendre des photographies comme on le fait pour les planètes du système solaire.

Le système que l'on observe

Une vue d'artiste de β Pictoris b

Crédit : ESO, Calçada

Malheureusement, à cause de leurs distances, il est exclu pour le moment de pouvoir distinguer le disque de n'importe laquelle des exoplanètes connues. Nous les voyons donc comme une source ponctuelle, et de plus, l'image de ce point est déformée par l'optique de l'instrument utilisé.

L'image que l'on obtient

Une observation de β Pictoris b (dans les cases du bas, la planète est la tache blanche en haut à gauche du centre de l'image).

Crédit : Anne-Marie Lagrange et collaborateurs, 2009

Les planètes du système solaire sont facilement observables, la plupart le sont même à l'oeil nu ! Et pendant des siècles on les a étudiées uniquement par l'imagerie dans le visible, d'abord à l'oeil nu puis avec des lunettes et des télescopes.

Le système solaire

Schéma du système solaire. Les tailles des objets sont à l'échelle, mais pas les distances !

Crédit : Wikimedia commons: Yelkrokoyade.

Chercher à faire l'image d'une planète tournant autour de son étoile peut sembler, de prime abord, la meilleure façon de découvrir une exoplanète.

À la différence des méthodes comme la vélocimétrie radiale ou l'étude des transits, l'idée n'est pas ici d'étudier une étoile perturbée par de la présence d'une planète mais bien d'étudier la lumière de la planète elle-même. Cette lumière comprend pour partie la lumière de l'étoile réfléchie par la surface de la planète et, pour partie, de la lumière émise par la planète elle-même.

Un exemple de transit

Crédit : CNES

Une planète possède une luminosité très faible par rapport à son étoile hôte, cette dernière est aveuglante en comparaison !

Et l'on doit pouvoir séparer, sur le détecteur, l'étoile et la planète, très proches l'une de l'autre (8 minutes-lumière pour une planète à une unité astronomique de son étoile) mais toutes deux situées à plusieurs années-lumière de nous !

Pour se faire une idée de la difficulté

Imaginez une gardien de phare avec une chandelle juste à coté de la lanterne du phare. Maintenant prenez la mer jusqu'à ne plus voir la lumière du phare que sous forme d'un point et trouvez un moyen de voir la lumière de la flamme de la chandelle ! Voilà une idée de la difficulté du travail à effectuer.

Crédit : Wikimedia commons : blue eyes photographies

Les techniques d'imageries directes ont plusieurs buts :

• Découvrir des exoplanètes qui seraient très difficilement détectables par d'autres méthodes.
• Obtenir des détails sur l'atmosphère de ces exoplanètes.
• Contraindre (aider à construire des modèles théoriques) les modèles de formation des systèmes planétaires.

L'imagerie directe permet d'accéder aux planètes situées loin de leur étoile et suffisamment grosses (de masse supérieure à celle de Jupiter). Ces planètes sont difficiles à déteminer par les méthodes indirectes (transits ou vitesses radiales) car elles demandent une étude sur au moins une période orbitale complète, soit plusieurs (dizaines d') années .

Répartion des planètes suivant les méthodes de détection

Répartition des exoplanètes en masse/période, les points verts sont les planètes observées par imagerie directe.

Crédit : Données provenant du site exoplanet.eu .

Si on arrive à identifier la lumière émise par une planète, et que la quantité de lumière reçue est suffisante, on peut la décomposer par spectroscopie. Cette technique nous permet de déterminer la composition chimique de l'atmosphère de la planète, d'obtenir des informations, comme la température efficace (ou effective temperature en anglais).

Cette technique nous permettra peut être un jour prochain d'identifier la première exo-Terre dotée d'une atmosphère ressemblant à la nôtre...

Spectroscopie

Crédit : Wikimedia Commons, CC ASA 3.0

La formation des planètes et la formation des systèmes planétaires sont des phénomènes encore mal compris, augmenter nos connaissances sur les planètes géantes, jeunes, éloignées de leur étoile, nous permettra de déterminer lesquels parmi les modèles actuels sont valides.

Image d'une planète en formation ?

En 2013 Sascha Quanz et collaborateurs publient dans the Astrophysical Journal un article sur une potentielle planète en formation détectée par l'instrument NaCo au télescope VLT (Very Large Telescope). [Pour en savoir plus cliquez ici]

Or les jeunes Jupiter sont justement les cibles privilégiées de l'imagerie directe, voyons pourquoi dans les écrans suivants ...

L'observation par imagerie directe nécessite certaines conditions sur les cibles observables :

• Le contraste entre l'étoile et la ou les exoplanètes.
• La luminosité apparente de l'étoile et des exoplanètes.
• Le rapport des distances étoile/exoplanète et étoile/Terre.

Spectres dans le système solaire

Comparaison de la distribution des flux spectraux lumineux émis (en échelle logarithmique) en fonction de la longueur d'onde dans le système solaire. La composante de gauche du spectre (autour d'un micron) correspond à la réflexion de la lumière du soleil sur la planète, la partie droite autour de 20 µm correspond au rayonnement thermique émis par chaque planète et dépendant de sa température.

C'est en comparant les flux lumineux du Soleil et de ses planètes que l'on peut remarquer au moins deux choses :

• le contraste entre la lumière provenant du Soleil et celle provenant des planètes est très important (entre 4 et 10) ⇒ dans ces conditions il est très difficile d'identifier la lumière en provenance de la planète dans un flux de lumière émanant de l'ensemble étoile+planète(s).
• il existe des plages de longueurs d'onde (appelés domaines spectraux) où le contraste est un peu plus favorable ⇒ nous pouvons identifier des filtres photométriques et des domaines spectraux dans lesquels il est plus simple de faire ressortir la lumière d'une planète (par exemple, pour observer Jupiter de l'extérieur du système solaire, le meilleur contraste se situe autour de 50 µm).

Attention : un contraste d'un facteur X correspond à un rapport de !

Comme vous pouvez facilement l'imaginer, pour pouvoir détecter/voir la planète, la différence de luminosité entre l'étoile et la planète doit être aussi faible que possible. Il est donc plus facile de chercher des exoplanète autour d'étoiles peu brillantes.

La luminosité de l'étoile dépend de sa température, cette dernière dépendant de sa masse, et la durée de vie d'une étoile st inversement proportionnelle à cette masse. Suivant sa position dans le diagramme HR (voir ci-dessous) l'étoile évolue donc plus ou moins vite.

Diagramme de Hertzsprung-Russell

Le diagramme HR, pour diagramme Hertzsprung-Russell, permet de classer un étoile grâce à sa luminosité en fonction de sa température. Sur la séquence principale (Main sequence, V, ou MS) on trouve les étoiles fusionnant l'hydrogène (comme le Soleil). En haut à gauche donc à forte température et luminosité, on trouve les étoiles bleues, très jeunes, et en bas à droite les naines rouges qui sont peu brillantes et à faible température.

Crédit : Richard Powell et penubag, CC ASA 2.5

Si on cherche à étudier les exoplanètes autour d'une étoile de faible luminosité, on va donc être intéressé par des étoiles de faible masse et faible température, voire même par des naines brunes. Dans les faits, la première exoplanète imagée l'a été autour d'une naine brune.

Mais une planète comme β Pictoris b tourne autour d'une étoile A (blanc-bleutée) de la séquence principale ! Comment se fait-il que l'on puisse imager une planète autour d'une étoile aussi brillante ? Une étoile de type A est très massive, elle quitte donc rapidement la séquence principale. Une étoile A sur la séquence principale est donc jeune, et ses planètes le sont aussi : ainsi β Pictoris a un âge compris entre 10 et 20 millions d'années seulement. Pourquoi est-il intéressant de cibler un système planétaire si jeune ?

Les sources d'énergie permettant à une planète de rayonner peuvent être de deux types :

• externe : l'étoile, dont le rayonnement est soit directement réfléchi, soit absorbé puis réémis de façon thermique => le flux reçu par la planète étant inversement proportionnel au carré de la distance la séparant de l'étoile, cette composante sera négligeable pour des planètes éloignées de leur étoile .
• interne : par exemple provenant de l'énergie résiduelle du processus de formation =>une planète jeune, née d'un processus cataclysmique, sera un objet très chaud se refroidissant avec le temps.

Courbes d'évolution de la luminosité d'une planète

En 2012 Christoph Mordasini et collaborateurs présentent dans Astronomy & Astrophysics, un modèle d'évolution planétaire. Vous pouvez voir ici l'évolution de la luminosité (comparée à la luminosité solaire, le tout en échelle logarithmique) de planètes de type géante gazeuse (comme Jupiter) en fonction du temps. Observez le pic autour d'un million d'années qui survient à la fin du processus de formation et à partir duquel la luminosité se met à chuter.

Comme nous l'avons présenté précédemment, notre problème est similaire à celui d'observer à plusieurs kilomètres de distance la lumière d'une chandelle posée à côté de la lampe d'un phare. Si vous collez la chandelle à la lampe du phare vous n'avez aucune chance de la voir car vous serez totalement éblouis. En revanche, si vous attachez la chandelle à un bras télescopique de plusieurs mètres, vous pourrez la détecter plus facilement.

De plus, si, avec votre bateau, vous vous éloignez trop du phare, vous êtes sûr de ne pas pouvoir observer la chandelle. Pour augmenter les chances d'observer directement une exoplanète, il faut donc que la séparation apparente entre l'étoile et l'exoplanète sur le ciel soit aussi grande que possible, ce qui nécessite :

• que l'exoplanète soit aussi éloignée de son étoile que possible ;
• et/ou que l'exosystème soit aussi proche que possible de l'observateur.

Exemple de relation distance,orbite,distance angulaire

La première planète imagée orbite à environ 55 fois la distance Terre-Soleil de son étoile hôte, qui elle-même se trouve à 70 pc de nous. Cela se traduit par une distance angulaire de 778 mas (milliarcsecondes), ce qui est accessible aux grands télescopes actuels.

Crédit : ESO

Dans les écrans qui suivent vous trouverez quelques exemples d'instruments qui sont utilisés ou vont être utilisés dans un proche avenir pour imager les exoplanètes. Cette liste est loin d'être exhaustive mais se veut constituée d'exemples concrets d'instruments dédiés ou non à cette technique.

Pour conclure cette partie d'introduction sur le sujet de l'imagerie directe des exoplanètes, voici deux exemples de systèmes planétaires, confirmés et étudiés.

• Le système comportant au moins 4 planètes HR 8799
• Le système β Pictoris, avec une planète imagée combinant proximité à son étoile et jeunesse.

Autour de l'étoile HR 8799 se trouve un système d'au moins 4 planètes géantes plus massives que Jupiter, c'est une étoile jeune (moins de 100 millions d'années), chaude (7230 K de température efficace) et plutôt proche de nous (40 pc).

HR8799

En 2010 Christian Marois et collaborateurs ont publié dans Nature la découverte d'une quatrième planète (HR8799 e) autour de l'étoile HR 8799 observée avec le télescope Keck II.

Ce système de planètes nous permet de rappeler ici la nomenclature utilisée actuellement pour nommer une exoplanète : on commence par le nom de son étoile hôte suivi d'un lettre minuscule partant de "b", les lettres étant distribuées dans l'ordre de découverte des exoplanètes qui ne correspond pas forcément avec un ordre de taille ou de distance à l'étoile hôte. Ainsi, HR 8799 e a été la dernière à être découverte car la plus proche de son étoile et donc la moins facilement séparable.

Comparaison avec le système solaire

Répartition en demi-grand axe (en unités astronomiques, avec une échelle logarithmique) des planètes dans le système HR8799 (en blanc) comparé au Système solaire (en jaune). Le diamètre de chaque point varie en fonction de la masse de la planète.

Autour de la jeune (20 millions d'années) et chaude (8040 K de température efficace) étoile β Pictoris tourne la planète β Pictoris b, située à seulement 20 pc (60 années-lumière) de nous. C'est un jeune Jupiter massif qui perturbe le disque de gaz et de poussières gravitant autour de son étoile.

Beta Pictoris b

En 2009 Anne-Marie Lagrange et collaborateurs publient dans Astronomy and Astrophysics la première image de β Pictoris b, prise avec NaCo au VLT.[Pour plus d'informations cliquez ici]

Une planète jeune et proche de son étoile

Voici la répartition des planètes observées par imagerie directe selon l'âge (en miliards d'années, Gyr) et le demi-grand axe (en unités astronomiques, AU). Vous trouverez, en rouge, l'exoplanète β Pictoris b.