Exobiologie : recherche de planètes non solaires

CHAPITRE 4-2: EXOPLANETES
4-2-1 Exobiologie
Exobiologie : recherche de planètes non solaires
L’objectif de la recherche d’autres planètes étant pour beaucoup associé à la recherche de vie
extraterrestre. Il est donc nécessaire de trouver des planètes regroupant un maximum de
condition nécessaire à la vie tel que nous la connaissons sur la terre. En effet, même si l’ont
considère que la vie peut se développer dans des conditions très différentes des nôtres, son
apparition semble plus probable dans un milieu côtoyant de l’eau à l’état liquide, de la
lumière, et une température relativement stable. Il convient de rechercher parmi les planètes
ayant une masse supérieure a celle de mercure et avec une température comprise entre 260K
et 400K.
 La découverte de la première exoplanète
Depuis toujours, l'homme a voulu savoir en regardant les étoiles si d'autres planètes existaient
au-delà de notre système solaire. Epicure au
IIIe siècle avant Jésus-Christ évoqua
l'existence d'autres planètes et fut soutenu
avec ferveur par Giordano Bruno au XVIe
siècle. Huygens, Fontenelle, Kant, et, au
XIXe siècle, Flammarion, grand
vulgarisateur de l'astronomie, défendirent
l'idée de pluralité des mondes. Mais Il a fallu
attendre octobre 95, lors d'un colloque à
Florence, la ville de Galilée, pour que
Michel Mayor astronome suisse annonce la
découverte de la première planète extra
solaire. Et ce qui n'était qu'une supposition
devient une certitude. Elle prit le nom de
Peg 51B, et fut la première planète connue
tournant autour d'une étoile qui n'est pas
notre soleil.
Peg 51B cachée dans la constellation de
Pégase, gravite autour de 51 Peg, sosie de
notre soleil bien que légèrement plus vieux. En
effet notre système solaire compte environ 4.6
milliards d'année alors que Peg 51 devrait en
compter quelques 9 milliards. Elle gravite
autour de son étoile à 7,5 millions de km en
4,23 jours, l'étoile tournant sur elle-même en
30 jours comme le Soleil. Sa température de
surface est estimée à 1200 °C et sa masse est la
moitié de celle de Jupiter.
Vue d'artiste d'une exoplanète et de son
satellite gravitant autour d'une étoile
Carte de la constellation de Pégase

Cette découverte fut lente et laborieuse. Si Galilée put voir les satellites de Jupiter grâce à sa
lunette astronomique, c'est parce qu'ils ne sont pas très éloignés. Pour Michel Mayor le défi
était tout autre, en effet, Peg 51B est situé à 42 années
lumières (420 000 milliards de kilomètres) de notre
terre. A cette distance, Il est impossible de "voir" une
planète avec les télescopes actuels. Néanmoins, on peut
détecter la présence des astres en mesurant leur
influence gravitationnelle sur la trajectoire de l'étoile
autour de laquelle elles tournent. Le problème principal
de cette technique est quelle ne permet de repérer que
les planètes suffisamment massives pour avoir un
impact gravitationnel mesurable. La plus petite planète
détectée aujourd'hui est 60 fois plus grosse que la terre.
La découverte de cette première exoplanète n'était
qu'un début, en effet, entre octobre 1995 et septembre
2001, c'est 73 planètes qui ont été trouvées. Toutefois,
le coup de filet le plus spectaculaire fut celui d'avril
1999 : ce n'est pas une planète, mais un vrai système
planétaire qui fut trouvé autour de Upsilon Andromède,
à 44 années-lumière de la Terre, par deux équipes
américaines.
 Différentes méthodes de recherche
Tout d’abord, il faut savoir qu’à la différence des étoiles, on n’a pas encore pu « voir »
directement des exoplanètes. En effet, le rayonnement émis par une planètes n’est constitué
que de son rayonnement infrarouge (provenant de sa propre température) et du
réfléchissement de la lumière de son étoile. Etant donné que la lumière réfléchie est masquée
par celle émise directement par l’étoile et que la faible température des planètes par rapport
aux étoiles rendent leurs rayonnements infrarouges quasi-indétectables, on est alors plus à la
recherche de trace des planètes que des planètes elles-mêmes.
Il existe plusieurs techniques pour détecter la présence des exoplanètes. Chacune de ces
méthodes sert à repérer des types de planètes. On les regroupe en deux catégories :
Les méthodes directes
La détection des infrarouges « lointain » : En effet, la loi de Planck veut que plus la
température d’un astre est faible, plus son rayonnement infrarouge est décalé dans le spectre.
Le projet Darwin, par exemple, envisage de chercher des signes d’exoplanètes dans ces
longueurs d’ondes. Cependant, la détection de tels signaux à partir de la terre est très délicate
car celle-ci est elle-même un émetteur de rayon infrarouge, ce qui engendre une perturbation
des signaux reçus. Afin de limiter ce bruit, on envisage d’utiliser des techniques tels que
Photo du spectrographe Elodie qui
permit à Michel Mayor de découvrir
Peg 51B. Les capots protecteurs et les
isolations thermiques ont été retirés ici
pour une intervention technique.

l’interférométrie optique qui consiste à synchroniser plusieurs télescopes entre eux afin
d’améliorer la résolution.
Les méthodes indirectes
Le principe des méthodes indirectes est la détection des effets que peuvent avoir des
exoplanètes sur leurs étoiles.
La méthode du transit, utilise la détection de diminution périodique de la luminosité
des étoiles correspondant au passage d’une planète devant l’étoile engendrant une éclipse
partielle. Cette méthode comporte deux
défauts. Le premier vient du fait que seul une
planète massive peut générer une éclipse
mesurable. En effet une planète comme la
terre n’engendre sur le soleil qu’une variation
de 0,01% de son rayonnement et donc serait
masquer par les fluctuations solaires. Le
deuxième vient du fait qu’il faut que la planète
passe entre nous et l’étoile, c’est à dire qu’il
faut être dans le même plan que le système.
A l’inverse, La méthode de la lentille
gravitationnelle recherche des pic de luminosité
d’étoile a intervalle régulier, correspondant au
passage d’une planète éloignée (au moins 570
Unité Astronomique) qui provoque un effet de
distorsion de la lumière de l’étoile. L’avantage de
cette technique c’est qu’elle permet de repérer de
petites planètes, cependant une fois de plus il faut
être dans le même plan que l’orbite de la planète.
Cette méthode est relativement peu utilisée car
elle ne donne que très peu d’information sur la
planète détectée
L’analyse spectrale, quant à elle,
consiste à mesure le décalage spectral produit
par la vitesse de l’étoile. En effet, s’il y a une
planète qui tourne autour de l’étoile, alors elle
fait bouger l’étoile par effet gravitationnel lors
de sa rotation. Cela provoque donc une
variation de la position de l’étoile, mais
également une variation de sa vitesse. On peut
alors observer une courbe sinusoïdale liée à la
fois à la masse, à la position, et à la vitesse de
rotation de la planète. Toutefois l’angle formé
entre le plan du système étoile-planète et la
terre, fait varier l’amplitude de la variation
reçue (maximale si la terre est proche du plan

étoile-planète) ce qui fait entrer dans les équations un paramètre inconnu. L’intérêt de cette
analyse vient entre autre du fait qu’elle ne dépend pas trop de l’éloignement de l’étoile et
donc permet d’augmenter considérablement le nombre de systèmes concernés par la recherche
d’exoplanètes.