27 JANVIER 2006

 Découverte de la première exoplanète tellurique : une grosse Terre glacée ?

 Source : Institut d'Astrophysique de Paris, le 26/01/2006 à 10h21

 À une très grande distance de notre propre système solaire, des

 astrophysiciens ont mis en évidence l’existence d’une exoplanète dont les

 caractéristiques se rapprochent de celles de notre Terre, sans en être une

 sœur jumelle. Située à environ trois fois la distance Terre-Soleil de son

 étoile, il lui faut 10 ans pour en faire le tour et sa masse est environ 5

 fois plus importante que celle de la Terre. La température de sa surface

 est estimée à 53 kelvins (-220 degrés Celsius). Elle est donc solide,

 probablement composée de roches et de glace. Le modèle théorique de la

 formation de notre système solaire, qui propose que les planètes se forment

 par accrétion de petits corps rocheux, s’en trouve ainsi renforcé.

 Cette planète, baptisée OGLE-2005-BLG-390Lb, avec une température proche de

 celle de Neptune ou de Pluton (53 K), est trop froide pour abriter la vie,

 mais à de grandes chances d’être la plus petite exoplanète identifiée à ce

 jour. Elle est située dans la constellation du Sagittaire, près du cœur de

 la Voie lactée, notre Galaxie. La distance entre cette planète et la Terre

 est d’environ 22 000 années-lumière.

 Les auteurs de cette découverte, par la technique des microlentilles

 gravitationnelles, sont les astronomes de la collaboration PLANET (Probing

 Lensing Anomalies NETwork), dirigée par Jean-Philippe Beaulieu, de

 l’Institut d’astrophysique de Paris. C’est la troisième planète

 extrasolaire trouvée grâce à cette technique prometteuse. Les résultats

 sont publiés dans la revue anglaise Nature du jeudi 26 janvier 2006 et

 cosignés par 73 auteurs appartenant à 32 établissements de 12 pays

 différents (France, États-unis, Australie, Royaume-Uni, Danemark,

 Allemagne, Afrique du Sud, Nouvelle-Zélande, Chili, Autriche, Pologne,

Japon).

 L’effet de microlentille gravitationnelle:

 L’effet de microlentille gravitationnelle a été prédit par Einstein en

 1936. La relativité générale indique que la lumière est déviée par les

 corps massifs, par exemple les étoiles (lentille gravitationnelle).

 Lorsqu’une petite étoile (la lentille) est alignée exactement avec une

 autre étoile plus lointaine (la source), la lumière est focalisée et

 l’étoile-source (Fig. 1) paraît plus brillante. Cette amplification de

 lumière a été observée pour la première fois en 1993 par les projets MACHO,

EROS et OGLE.

 Fig. 1 - Champ de l’étoile OGLE-2005-BLG-390 dans le bulbe galactique.

 La flèche indique la position de l’étoile-source. On notera la zone sombre

 sur la gauche de l’image : elle est due à des poussières en direction du

 centre galactique, qui masquent la lumière des étoiles plus lointaines.

 Image préparée par Jean-Philippe Beaulieu de l’Institut d’astrophysique de

Paris (IAP-CNRS-UPMC).

 La technique des microlentilles gravitationnelles n’est pas limitée en

 distance, puisqu’il suffit que l’étoile-lentille passe devant

 l’étoile-source, située en général à proximité du Centre galactique, soit à

 25 000 années-lumière en moyenne. Si l’étoile-lentille est double, la

 courbe d’amplification de l’éclat se modifie en fonction du rapport de

 masse des composantes, de leur séparation et de leur trajectoire dans le

 ciel. L’effet est purement géométrique, et on peut ainsi détecter des

 composantes de faible masse, par exemple des planètes autour de

 l’étoile-lentille. C’est ce qui a été réalisé pour la première fois en

 2003, puis en avril 2005, mais dans ces deux cas la planète était plus

massive que Jupiter et donc gazeuse.

 D’autres techniques permettent de trouver des exoplanètes. Parmi elles, la

 première et la plus efficace, appelée méthode des vitesses radiales,

 consiste à mesurer le mouvement de l’étoile autour du centre de gravité du

 système étoile-planète. Cette légère oscillation de l’étoile autour du

 centre commun est mise en évidence par la variation de sa vitesse, mesurée

 par effet Doppler-Fizeau. Lorsque l’étoile se rapproche de nous, les raies

 de son spectre se décalent vers le bleu et inversement lorsqu’elle

 s’éloigne, elles se décalent vers le rouge. C’est ainsi que la première

 exoplanète a été trouvée en 1995 par deux astronomes suisses de

 l’Observatoire de Genève : Michel Mayor et Didier Queloz. Aujourd’hui,

 environ 170 planètes ont été détectées par cette technique. Cependant, pour

 que l’oscillation de l’étoile soit observable, il faut trois conditions :

 qu’elle soit a moins de 300 années-lumière de la Terre, que la planète soit

 massive et proche de son étoile. On trouve ainsi ce qu’on a appelé des

Jupiters chauds.

 Cette technique partage avec celle des microlentilles gravitationnelles et

 des transits (passage de la planète devant l’étoile détecté par la

 diminution du flux de l’étoile due à l’ombre de la planète) le fait d’être

 indirecte : la planète n’est pas vue, son existence et ses caractéristiques

 sont déduites des effets induits sur l’étoile. La détection directe de la

 planète est très difficile, puisqu’elle n’émet pas de lumière propre, mais

 se contente de réfléchir celle de son étoile : elle est donc noyée dans

 l’éclat de celle-ci. Il a fallu attendre 2004 pour la première détection

 directe d’une exoplanète orbitant une naine brune à plus de 50 unités

 astronomiques. Dans ce cas, il faut que l’étoile soit proche de nous, que

 la planète soit massive, mais qu’elle soit très éloignée de son étoile pour

qu’on puisse la distinguer.

 Seules la méthode des vitesses radiales et celle des microlentilles

gravitationnelles peuvent détecter des planètes dans la zone dite «

 habitable » autour d’une étoile, c'est-à-dire ni trop près, ni trop loin,

et pouvant héberger des planètes ni trop chaudes, ni trop froides (pouvant

 receler de l’eau liquide). En utilisant la première méthode, une équipe a

 récemment découvert une planète de 7,5 masses terrestres dans un système en

 contenant déjà deux, mais sa distance est d’un cinquantième de la distance

 Terre-Soleil, et la planète est donc très chaude (570 K).

 L’étoile-lentille autour de laquelle tourne OGLE-2005-BLG-390Lb avait été

 repérée par l’équipe polonaise-américaine de OGLE (Optical Gravitational

 Lensing Experiment) menée par Andrzej Udalski le 11 juillet 2005, dans le

 cadre de leurs observations régulières du Bulbe galactique. Toute étoile

 dont l’éclat varie est signalée à plusieurs autres équipes internationales

 d’astronomes qui en assurent le suivi.

 Le réseau PLANET

 Parmi ces équipes, la collaboration PLANET regroupe trente deux astronomes

 provenant de dix pays et utilise cinq télescopes répartis dans l’hémisphère

 sud : au Chili, en Australie et en Afrique du Sud. Cela permet de suivre

 les alertes d’OGLE de façon continue, chaque télescope prenant le relais du

 précédent lorsque la nuit se termine sur un continent et commence sur un

 autre. Comme le dit Jean-Philippe Beaulieu : « "Pour les astronomes de

 PLANET, le Soleil ne se lève jamais…" ».

 Le but de ce suivi est de détecter des anomalies sur la courbe

 d’amplification (Fig. 2), qui pourraient trahir l’existence d’une planète

 autour de l’étoile qui passe entre l’observateur et l’étoile-source. C’est

 ce qui s’est produit la nuit du 10 août 2005, lorsque deux astronomes,

 Pascal Fouqué (Observatoire Midi-Pyrénées, France) et Kristian Woller

 (Niels Bohr Institute, Danemark), observant sur le télescope Danois de 1,5

 m à l’Observatoire de La Silla, ont noté une déviation en flux, alors que

 l’amplification de la source était presque terminée, après avoir franchi

son maximum le 31 juillet 2005.

 Fig. 2 - La courbe de lumière (variation de l’éclat en fonction du temps)

de OGLE-2005-BLG-390.

 Image préparée par David Bennett (PLANET)

 Fig.2 : chaque point représente une mesure, et sa couleur correspond au

 télescope où l’observation a été faite. La couverture continue de la courbe

 par les observations montre l’efficacité de la stratégie à plusieurs

 télescopes répartis sur différents continents (OGLE et Danish au Chili,

 RoboNet aux Canaries et à Hawaii, Canopus et Perth en Australie, MOA en

Nouvelle-Zélande).

 L’insert montre un agrandissement de la déviation due à la planète et

 correspond à la nuit du 10 août 2005. Les deux premiers points rouges

 correspondent à la détection de l’anomalie au télescope Danois et les

 points bleus mesurés à Perth montrent l’importance d’alerter les collègues

 lorsqu’une anomalie a été détectée.

 Les astronomes ont alerté leurs collègues australiens, qui ont pu confirmer

 une variation d’éclat anormale d’une durée de 7 heures. Le lendemain, les

 équipes de OGLE et de MOA (Microlensing Observations in Astrophysics,

 collaboration Nouvelle-Zélande-Japon) ont confirmé la détection et les

 modélisateurs se sont mis au travail pour voir si la présence d’une planète

pouvait expliquer la déviation.

 Un astronome allemand, Daniel Kubas (PLANET & University of Potsdam,

 Potsdam, Germany), un américain, David Bennett (PLANET & University of

 Notre Dame, Notre Dame IN, USA) et un français, Arnaud Cassan (PLANET &

 IAP-CNRS-UPMC), ont alors montré indépendamment qu’il s’agissait bien d’une

 planète, mais qu’en plus sa masse était la plus petite jamais mesurée pour

 une planète hors du système solaire, de l’ordre de 5 masses terrestres !

 Pourra-t-on voir un jour cette planète directement ?

 Non, à cause de sa grande distance : 22 000 années-lumière. Elle est donc

 plus proche de l’étoile-source que de notre système solaire. On peut par

 contre espérer, d’ici 5 à 10 ans, détecter l’étoile-lentille, que son

 mouvement propre aura écarté suffisamment de l’étoile-source pour qu’un

 interféromètre tel que le VLTI (ESO, Chili) ou un coronographe équipé

 d’optique adaptative (Planet Finder sur le VLT) puisse séparer les deux

 étoiles. Cela permettra de mieux connaître la masse de la planète.

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Le copié-collé n'a pas  été efficace au point de reproduire les photos ainsi

que les graphiques...

Vous pouvez les consulter sur:

http://www.futura-sciences.com/