Page pour l`impression - Astrophysique sur Mesure

Observatoire de Sproul - Collège Swarthmore en
Pennsylvanie : "Students walk along a path leading from
Wharton to the Sproul Observatory"
Daily Gazette du Collège Swarthmore en Pensylvannie - Casey
Reed
Premières tentatives astrométriques
En 1943, Dirk Reuyl et Erik Holmberg, astronomes à
l'observatoire McCormick (Virginie) déduisent de près
de dix années de mesures photographiques que le
système double 70 Ophiuci est peut-être accompagné
d'une planète dont la masse est dix fois celle de
Jupiter (MJ).
Deux mois plus tard, Kaj Aage Strand, astronome à
l'Observatoire de Sproul http://daily.swarthmore.edu
(Pennsylvanie), annonce que l'étoile 61 Cygni a pour
compagnon une planète de 16 MJ.
Malheureusement, les uns ne parvenant pas à
confirmer les mesures des autres, la réalité de ces
planètes se trouve sérieusement mise en doute.
En 1944, Piet Van de Kamp pense avoir détecté un
astre de 60 MJ autour de l'étoile de Barnard (une
étoile naine rouge au mouvement propre record). Le
nombre de clichés augmentant, les caractéristiques
de cet astre s'affinent et en 1963, Van de Kamp est
persuadé quil s'agit d'une planète de 1,6 MJ et de période 24 ans. Six ans plus tard, les mesures semblent
montrer que l'étoile de Barnard possède plutôt deux planètes, de masses 0,8 et 1,1 MJ et de périodes 12 et
26 ans, respectivement.
Hélas, une étude menée par John Hershey en 1973 conduit à penser que ces planètes ne sont qu'une
illusion causée par un problème instrumental au télescope de Sproul. Des observations indépendantes de
l'étoile de Barnard par George Gatewood et Heinrich Eichhorn le confirment.

Sur la montagne du Mauna Kea à Hawaï- Le télescope
Canada France Hawai ayant permis l'étude de nombreux
phénomènes astrophysiques.
Jean-Charles Cuillandre (CFHT)
gamma Cep et epsilon Eri, exoplanètes ou
artéfacts ?
En 1988, les canadiens Bruce Campbell, Gordon
Walker et Stephensen Yang font paraître le résultat
de six années d'observation spectroscopique de 23
étoiles solaires avec le télescope Canada-France-
Hawaï (miroir du site du CFHT).
Certaines de ces étoiles, en particulier Cephei et
Eridani, sont alors suspectées d'être pourvues de
compagnons planétaires. Cet espoir est déçu en 1992 lorsque les variations observées sont finalement
attribuées à l'activité chromosphérique de ces étoiles.
De dépit, Bruce Campbell décide d'aller travailler pour une entreprise privée.
Quoique le devant de la scène soit alors occupé par d'autres, l'histoire de ces étoiles ne s'arrête pas là.
En 2000, Artie Hatzes de l'observatoire McDonald (Texas) et ses collaborateurs adoptent finalement
comme explication la plus probable des variations Eridani la présence d'une planète de 0,86 MJ avec une
période de 7 ans ! Ils s'appuient pour cela sur une analyse conjointe de six jeux de données collectées avec
quatre télescopes différents.
Puis en 2002, c'est au tour du compagnon de Cephei (période 2,5 ans et masse 1,7 MJ) de se trouver «
ressuscité » par Hatzes et consorts.

Vue d'artiste d'une naine brune (10 à 20 MJ)
Observatoire de Paris / UFE
HD 114762 b, une probable naine brune ?
En 1989, David Latham du Center for Astrophysics
(Massachusetts), Michel Mayor de l'observatoire de
Genève et leurs collaborateurs publient la découverte
d'un compagnon de 11 MJ avec une période de 84 j
autour de HD 114762.
Prudents, les auteurs préfèrent parler de probable
naine brune plutôt que de planète géante .

Vue d'artiste d'une planète extrasolaire autour d'un pulsar
Observatoire de Paris / UFE
Des exoplanètes exotiques
En 1970, David Richards constate une anomalie
dans la périodicité du signal en provenance du pulsar
du Crabe, découvert un an plus tôt. Il en propose
trois explications :
Un effet de précession,
Une vibration du pulsar
Ou une perturbation liée à une planète de
période 11 j.
L'hypothèse de vibration est jugée la bonne. En
revanche, c'est bien la découverte d'une planète
autour de PSR 1829-10 qu'Andrew Lyne publie en
1991, à partir d'observations effectuées avec le
radiotélescope de Jodrell Bank.
Double coup de théâtre en janvier 1992 : le même
jour, Lyne rétracte sa découverte, un artefact lié à la
non prise en compte de l'excentricité de l'orbite
terrestre, alors qu'Alexander Wolszczan annonce deux
planètes (de période 67 j et de masse 3,4 MJ pour la
première, de période 90 j et de masse 2,8 MJ pour la
seconde) autour de PSR 1257+12 !
Cette fois, les observations de Wolszczan à Arecibo sont confirmées par Dale Frail au VLA. De plus,
l'étude du système permet de mettre en évidence une résonance gravitationnelle 3:2 entre les deux
planètes.
L'existence de ces étranges planètes semble donc bien réelle, d'autant qu'en 1994, un deuxième pulsar,
PSR B1620-26, se trouve adjoint d'une planète géante de masse actuellement estimée à 2,5 MJ.

Vue d'artiste d'une planète extrasolaire de type Jupiter
chaud
Observatoire de Paris / UFE
Les 3 premières exoplanètes géantes
51 Peg b, 47 Uma b et 70 Vir b
En 1995, Michel Mayor et Didier Queloz de
l'observatoire de Genève détectent un compagnon
planétaire à 51 Pegasi par spectroscopie des vitesses
radiales. Cet objet, de 0,5 MJ, se trouve tellement
proche de son étoile (0,05 UA, période 4,2 j) que les
Suisses prennent toutes les précautions avant
d'annoncer leur découverte, considérée
aujourdhui comme la première détection
d'une exoplanète autour d'une étoile de type
solaire.
Les Américains Geoffrey Marcy et Paul Butler qui
menaient un programme de recherche similaire aux
Suisses, confirment 51 Pegasi b, puis annoncent
l'année suivante deux nouvelles exoplanètes 47 Ursae
Majoris b (3,4 MJ, période 3 ans) et 70 Virginis b
(6,6 MJ, période 117 j). L'orbite de cette troisième
planète a la particularité d'être très elliptique
(excentricité 0,4).
Les orbites fortement elliptiques, tout comme les
planètes géantes à proximité immédiate de leur étoile comme 51 Pegasi b, ne sont alors pas prévues par les
théories de formation des systèmes solaires.
Ces découvertes stimulent un important travail théorique. En particulier, le phénomène de migration,
proposé dès 1980 par Peter Goldreich et Scott Tremaine, est invoqué pour expliquer la présence de 51 Peg b
sur son orbite actuelle, à un endroit où elle n'a pas pu se former.