MPSI 1 ADS 2 : La détection des exoplanètes éléments de
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MPSI 1 ADS 2 : La détection des exoplanètes éléments de correction Encore une fois, le choix des méthodes repose sur un cahier des charges à identifier clairement pour une présentation logique ! Introduction Objectif : expliquer la formation du système solaire, en observant d'autres systèmes analogues (puisqu'on ne peut pas remonter dans le temps). Il s'agit de faire de la « planétologie comparée ». La recherche d'autres formes de vie est un objectif ayant moins de chances d'être réalisé ! Problème : ces planètes se trouvent très loin et n'émettent pas de lumière (diffusion de lumière trop faible relativement à celle de l'étoile à laquelle elle est associée) Solution : Etudier les modifications du flux lumineux de son étoile dues à la presence de la planète 1 . modélisation de la formation des systèmes planétaires Pour connaître l’origine et le devenir d’un système solaire à partir d’un nuage diffus et de poussières inhomogène, on peut le modéliser, c’est-à-dire écrire un ensemble d’équations couplées qui expriment les lois physiques (essentiellement attraction gravitationnelle) qui interviennent dans le système. Le modèle représente d’autant mieux la réalité que le découpage de l’espace est plus fin, ce qui nécessite une grande puissance de calculs et des données initiales en chacun des points. L’évolution du système, de nature chaotique, prévu par le modèle est très sensible aux incertitudes sur ces conditions initiales . Pour valider le modèle de formation à partir d'un disque « protoplanétaire », qui gravite autour de l’étoile, il faut le confronter avec des observations. Il est impossible de suivre l’évolution d’un système planétaire dont les constantes de temps se mesurent en centaines de millions, voire milliards d’années. On se propose donc d'étudier un grand nombre de ces systèmes qui sont à des stades différents de leur évolution, en supposant que cette évolution est toujours la même ou qu'elle suit un petit nombre de possibilités. 2 . Présentation de deux méthodes au choix Privilégier la méthode de l'effet Doppler, qui permet de réexploiter le cours sur les mouvements à force centrale et les systèmes de deux points matériels. 3. Comparaison des différentes méthodes Effet Doppler Permet d'obtenir des Observation de planètes massives, renseignements quantitatifs : proches de leur étoile (courte masse de l'étoile, de la planète... période orbitale) durée d'observation : une période orbitale influence de l'angle d'observation Méthode astrométrique résultats indépendants de la Nécessite la mesure de position de l’observateur vis-à-vis déplacements apparents de l'étoile du plan de l’orbite très faibles Observation de planètes massives, de grande période orbitale Transit Peut être automatisée (CoRoT, Observation de planètes de grand Kepler) rayon, proches de leur étoile (courte période orbitale) L'observateur doit être proche du plan de l'orbite Lentilles gravitationnelles Observation de planètes nécessite un alignement parfait relativement éloignées de leur entre deux étoiles, non étoile reproductible permet de calculer la masse de la planète et sa distance approximative à l’étoile détection possible de planètes petites et éloignées de leur étoile Coronographie stellaire Méthode d'observation directe Très limitée par la diffraction et les aberrations optiques Conclusion : A ce jour, 861 exoplanètes ont été identifiées de façon certaine mais ce chiffre ne cesse de progresser. Récemment, on a découvert Kepler 37b, de la taille de la Lune !!!, et qui évolue avec au moins deux autres planètes autour d'une étoile un peu plus petite et un peu moins chaude que notre Soleil. Ces résultats sont encourageants mais la recherche doit être poursuivie pour permettre un traitement statistique des résultats. Vous pouvez consulter le site suivant, très bien documenté : http://media4.obspm.fr/exoplanetes/
