Les exoplanètes Donc pour qu`une exoplanète soit habitable par l

Les exoplanètes
Rappel : différentes catégories de planètes.
- Planètes telluriques : essentiellement rocheuses.
Pour notre système solaire : Mercure, Vénus, Terre et Mars. Situées à une distance du Soleil allant de 0,4 à 1,5 U.A. (la
Terre est la plus massive des 4, on considèrera désormais la masse de la Terre, MT, comme unité de masse)
- Plus loin de l’étoile : les géantes gazeuses
Pour notre système solaire : Jupiter et Saturne, Constituée de H2 et He, de masses nettement supérieures à MT. (318*MT
pour Jupiter)
- Encore plus éloignées de l’étoile : les géantes de glace
Un peu moins massives (aux alentours de 15*MT), Uranus et Neptune. (constituées de glace d’ammoniac et de
méthane)
La zone habitable : La zone habitable circumstellaire (ou écosphère) est une sphère théorique entourant une étoile où
la température à la surface des planètes y orbitant permet théoriquement l'apparition d'eau liquide.
Remarque : Pour que la vie puisse se maintenir sur une planète, il ne suffit pas qu'elle soit dans l'écosphère de son
étoile ; son système planétaire doit aussi être assez bien placé au sein de la galaxie !
- Assez près du centre de la galaxie pour avoir suffisamment d'éléments lourds qui favorisent la formation de
planètes telluriques et des atomes nécessaires à la vie (fer, cuivre, iode, …).
- Assez loin du centre galactique pour éviter certains dangers (frôlements d'étoiles, pluies de comètes ou
d’astéroïdes, expositions aux radiations de supernovae, trous noirs)
Détection, observation d’exoplanètes
Problème pour l’observation « optique » directe : trop de lumière de la part de l’étoile empêche la vision des planètes
qui entourent l’étoile (très petites et très peu lumineuses par rapport à l’astre central) (expérience)
- astrométrie : observation du mouvement des étoiles : l’influence gravitationnelle d’une planète provoque une
légère perturbation de ce mouvement, l’étoile avance avec un léger zig-zag. (première observation officielle en 2009)
(expérience + évocation du mouvement de la Terre autour du Soleil)
- Méthode des vitesses radiales. De nouveau, c’est la perturbation du mouvement de l’étoile qui est observée,
mais c’est maintenant par analyse du spectre lumineux de l’étoile.
Il y a un effet Doppler à cause de la perturbation. (premier résultat positif : 1995)
Si la source se dplace dans notre direction, la lumire que nous recevons de l’toile bleuit (« blueshift »)
contrairement au cas d l’loignement o l, elle rougit (« redshift »)
- Méthode par transit : on mesure la diminution de la luminosité de l’étoile (baisse de l’intensité lumineuse
que nous recevons de la part de l’étoile). Cette diminution est effective lorsque la planète passe devant l’étoile (entre
l’étoile et l’observateur). La baisse de luminosité est cyclique, elle permet de connaître la période de révolution de la
planète autour de l’étoile et, par conséquent, sa masse ainsi que la distance par rapport à l’étoile.
- La microlentille gravitationnelle (2004) : Un objet massif placé devant un étoile peut provoquer une
déviation de la lumière émise par cette étoile et passant près de l’objet. Cette déviation étant très faible, elle est
mesurable si le système étoile/objet est lointain. (expérience)
Super-Terres : une super-Terre est une exoplanète ayant une masse comprise entre celle de la Terre et celle d'une
géante gazeuse avec une limite de dix fois la masse de la Terre, la limite inférieure variant entre un à cinq fois la masse
de la Terre selon les sources.
Donc pour qu’une exoplanète soit habitable par l’Homme,
il faut qu’elle respecte quels critères ?

Luminosité et magnitude.
Plusieurs termes sont employés pour mesurer la quantité de lumière en provenance des étoiles et des autres
astres. En premier lieu, on peut utiliser les notions de luminosité, de luminance (ou éclat) et d'intensité
lumineuse qui s'appliquent à toute source émettant du rayonnement électromagnétique. La magnitude, elle,
correspond à une notion spécifiquement attachée à l'astronomie.
La luminosité* - Le terme de luminosité ou de flux lumineux correspond à celui de puissance, quand il est
appliqué à un rayonnement électromagnétique. Il s'agit donc de la quantité d'énergie rayonnée - dans toutes
les directions - sous forme de photons par une source (lumineuse...) par une unité de temps. La luminosité se
mesure en watts ou en joules par seconde.
La luminance* - La notion de luminance (ou d'éclat ou encore de brillance, pour reprendre un terme qui
tend à devenir obsolète) correspond à la densité spatiale d'un flux lumineux.
L'intensité lumineuse* définit la mesure d'un flux lumineux par unité d'angle solide.
La notion de magnitude*
Les astronomes utilisent la notion de magnitude pour caractériser la luminance d'un astre en l'inscrivant sur
une échelle logarithmique, plus conforme à la réponse que la physiologie humaine donne au signal lumineux
(loi de Fechner) que ne l'est l'échelle linéaire employée pour définir la luminance. La définition de ce
concept répond ainsi à une préoccupation très ancienne. Un système d'évaluation a ainsi été été mis en place
dès l'Antiquité qui permettait de comparer ces éclats en rangeant les étoiles visibles à l'oeil nu en six classes
: les plus brillantes étaient dites de première grandeur, les plus faibles de sixième grandeur. L'utilisation des
télescopes qui conduit à observer des astres plus faibles que ceux accessibles à l'oeil nu, le recours à la
photographie, puis, au XXe siècle, à des détecteurs électroniques chaque jour plus performants, a fait
abandonner cet ancien système.
Le système actuel dérive du précédent. Il utilise la notion de magnitude, dont la définition permet de donner
un sens physique plus objectif que celui de grandeur auquel elle se substitue.
-
La formule de Pogson
Pour définir la magnitude, les astronomes sont partis du constat déjà fait par W. Herschel, selon
lequel les étoiles de 6e grandeur étaient pratiquement 100 fois moins lumineuses que celles de première
grandeur. Cela peut se traduire en terme de magnitudes selon les formules suivantes :
log (E/E') = 0,4 x (m'-m),
qui peut aussi s'écrire :
m-m' = - 2,512 x log E/E'
où E et E' représentent les éclats de deux étoiles à comparer, et m et m' leurs magnitudes respectives. La
formule se simplifie lorsqu'on choisi une unité : par définition, l'éclat d'Aldébaran (Taureau) correspond
ainsi à la magnitude 1.
Comme on le constate, les étoiles (et les autres astres) ont des magnitudes d'autant plus élevées que leur
éclat est faible. Il peut également exister des magnitudes nulles (étoiles plus brillantes qu'Aldébaran) ou
négatives pour les astres les plus brillants.
Le Soleil a ainsi une magnitude (apparente) de -26, la Lune de -12. les grands télescopes sont capables de
détecter des astres si faibles que leur magnitude peut dépasser la valeur 30. Par ailleurs, les plus puissants
télescopes peuvent observer des objets dont la magnitude dépasse 30.
De la même façon que l'on distingue entre luminosité apparente et luminosité absolue, on parle de la
magnitude apparente d'un astre, qui correspond à son éclat observé depuis la Terre, et de sa magnitude
absolue, qui représente une mesure de la luminosité intrinsèque. Par définition, la magnitude absolue d'un

astre est la magnitude (apparente) qu'il aurait s'il était placé à 10 parsecs (soit 32,6 années-lumière) de la
Terre.
Module de distance* - La comparaison de la magnitude apparente m et de la magnitude absolue M d'une
étoile fournit une indication de sa distance. Plutôt que d'évaluer celle-ci en unités habituelles, telles que le
parsec (ou éventuellement l'année-lumière), il est ainsi possible de ne considérer que la différence entre
magnitude absolue (connue au termes de calculs divers justifiés de façon théorique) et la magnitude
apparente (directement mesurée). Cette quantité (µ = m-M) est appelée le module de distance. On la relie à
la distance p mesurée en parsecs par la formule : µ = 5.log p - 5.
Ajoutons que la magnitude des astres dépend de la sensibilité du récepteur utilisé à telle ou telle longueur
d'onde. On définit ainsi une magnitude visuelle, quand le récepteur est l'oeil humain, une magnitude
photographique, quand il s'agit de rendre compte de de la réponse au rayonnement reçu d'une émulsion
photographique. On parlera encore (dans un contexte plus théorique) de la magnitude bolométrique qui
permet d'évoquer la luminosité d'une étoile lorsqu'on prend en compte toutes la lumière émise à toutes les
longueurs d'onde.
-
Les dessous d'une luminosité
La relation masse-luminosité - La luminosité d'une étoile est l'expression d'un taux donné de
production d'énergie en son sein. Or, comme une étoile maintient un certain équilibre entre ces deux
quantités, et que le taux de production d'énergie est directement dépendant de la masse de l'étoile, il est
possible de définir une relation entre la masse et la luminosité de celle-ci. Sur la séquence principale, la
luminosité est ainsi proportionnelle à M×a , soit
L = k×M×a
où k est une constante, dont la valeur dépend des unités employées, et a est en moyenne égal à 3, 5 (en fait,
on doit prendre a = 4 pour les étoiles plus lumineuses que le Soleil, et a = 2,8, pour celles qui sont moins
lumineuses.
La relation rayon-luminosité - La relation masse-luminosité que l'on vient de donner est valable pour les
étoiles de la séquence principale. Une autre devrait être établie pour d'autres groupes d'étoiles, telles que
les naines blanches et les géantes rouges. Les géantes rouges, en particulier, peuvent être beaucoup plus
lumineuses que des étoiles plus massives de la séquence principale. C'est qu'un autre paramètre intervient.
Le rayon de l'étoile. La quantité de rayonnement émise par une étoile dépend en effet de sa surface, qui est
elle-même proportionnelle au carré du rayon de l'étoile. On peut ainsi établir une relation entre la taille de
l'étoile (son rayon) et sa luminosité. Elle montre que l'on pourra attendre logiquement une très grande
luminosité des étoiles les plus grosses, telles que les géantes rouges.