alsace astronomie

ALSACE
ASTRONOMIE
Bulletin de liaison et d'information de la SAFGA,
Groupe d'Alsace de la Société Astronomique de France
MARS 2012 - 81
ème
année n°2012/03
Mission Rosetta
La sonde ROSETTA de l'Agence Spatiale Européenne (ESA) a pour objectif l'étude de la
comète Churyumov Gerasimenko avec laquelle la sonde a rendez-vous en août 2014.
Après une période pendant laquelle sera réalisée une cartographie de l'astre par le satellite
principal (orbiteur) suivra une phase d'observation rapprochée avec notamment l'envoi
d'un module (atterrisseur) à la surface de la comète.
La trajectoire et les différentes étapes de la sonde Rosetta. Crédits : CNES
Le lancement, qui a eu lieu le 2 mars 2004 par un lanceur Ariane 5, conduira à une mise
en orbite à proximité de la comète vers août 2014 pour une période d'observation de 18
mois.
La France contribue doublement à cette mission au travers de participations techniques à
l'orbiteur (par le biais de sa contribution à l'Agence Spatiale Européenne) et à l'atterrisseur
(par le biais d'un accord de coopération avec l'Agence Spatiale Allemande DLR) ainsi que
ses participations scientifiques aux instruments embarqués sur l'orbiteur et l'atterrisseur.

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METHODES DE DETECTION DES EXOPLANETES
METHODES DE DETECTION DES EXOPLANETESMETHODES DE DETECTION DES EXOPLANETES
METHODES DE DETECTION DES EXOPLANETES
ême si une planète est invisible sur une image, sa présence peut être décelable par
l’analyse de son étoile. En effet, toutes deux forment un système dynamique et se
déplacent sur des orbites elliptiques autour du centre de masse de ce système. Les
déplacements de l’étoile sont nettement plus faibles que ceux de la planète, mais ils sont
néanmoins décelables dans certains cas par les instruments existants.
La méthode des vitesses radiales ou vélocimétrie
La spectroscopie stellaire permet de mesurer la vitesse radiale (vitesse d’éloignement ou
d’approche) d’une étoile. Si une planète est présente, l’évolution de cette vitesse radiale
montrera une oscillation périodique qui pourra trahir sa présence si la précision des
mesures est suffisante.
C’est en utilisant cette méthode que Michel MAYOR et Didier QUELOZ de
l'Observatoire de Genève ont découvert en 1995 la première exoplanète en orbite autour
de l’étoile de type solaire 51 Pegasi (constellation de Pégase, à environ 48 années-lumière
de la Terre). C’est également cette méthode qui a permis de détecter la majorité des
exoplanètes connues à ce jour.
La méthode des microlentilles gravitationnelles
Un effet de lentille gravitationnelle classique se produit par exemple lorsqu’une étoile
proche passe exactement entre la Terre et une étoile plus éloignée. Les rayons lumineux
qui nous proviennent de l’étoile lointaine sont légèrement déviés au passage de la plus
proche. Ceci peut produire des effets d’optique comme des images multiples de l’étoile
lointaine ou une augmentation de sa luminosité apparente.
Une microlentille gravitationnelle est la situation beaucoup plus rare où l’étoile proche est
accompagnée d’une planète qui contribue à la déviation des rayons lumineux. Dans ce cas
l’analyse de l’image finale peut révéler les distorsions que la planète introduit et fournit
donc une méthode indirecte de détection de cette dernière. L’effet de microlentille
gravitationnelle permet de calculer la masse de la planète et sa distance approximative à
l’étoile. Cette méthode nécessite un alignement parfait entre deux étoiles et est donc
relativement limitée. Elle présente cependant l’énorme avantage de pouvoir détecter des
planètes plus petites et plus éloignées de leur étoile puisqu’elle ne dépend ni de
perturbations gravitationnelles ni de mesures de luminosité.
M
Schéma
fonctionnel d'un
spectroscope à
prisme

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Lorsqu’une galaxie proche et un quasar lointain se trouvent alignés sur une même ligne de
visée les rayons lumineux qui passent légèrement au-dessus de la galaxie sont déviés vers le
bas et donnent lieu à une image du quasar décalée vers le haut. Par contre, les rayons
lumineux qui passent sous la galaxie sont déviés vers le haut et donnent naissance à une
image du quasar décalée vers le bas. De cette façon, la galaxie proche, en perturbant la
propagation de la lumière du quasar, donne naissance à plusieurs images de celui-ci
(flèches oranges). Le nombre total d’images est déterminé par la forme de la galaxie et la
précision de l’alignement. La galaxie va également concentrer la lumière de celui-ci et donc
produire des images bien plus brillantes. Les flèches blanches montrent le chemin de
lumière de la vraie position de la source.
La méthode des transits
Si une planète passe devant son étoile, la luminosité apparente de celle-ci va baisser. Cet
évènement est nommé transit planétaire. Si on observe suffisamment d’étoiles durant
suffisamment longtemps, on devrait voir certaines de ces étoiles qui ″faiblissent″ puis
retrouvent leur éclat d’origine, ce qui permet de déduire qu’une planète est passée devant.
La méthode des transits possède deux avantages importants. Elle est assez sensible pour
permettre, depuis l’espace, la détection de planètes semblables à la Terre. De plus, elle
permet d’obtenir le rayon, et combinée avec la méthode des vitesses radiales, la masse de
la planète, ce qui donne accès à sa densité.

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La méthode des transits est toutefois moins fructueuse en terme de nombre de détections
car elle ne peut révéler que les planètes qui passent exactement entre leur étoile et la
Terre, ce qui est rare. Une variation de la méthode du transit classique est le cas où la
planète passe derrière plutôt que devant l’étoile.
On peut alors comparer la lumière globale du système avant le transit et pendant celui-ci,
la différence provenant uniquement de la planète. Cette méthode relativement nouvelle est
très intéressante car elle peut fournir plus de données sur la planète, par exemple sa
température.
L’astrométrie
La méthode astrométrique consiste à mesurer avec la plus grande précision la position
absolue d’une étoile dans le ciel. De la même manière que l’effet Doppler peut être utilisé
quand on observe un système par la tranche, l’astrométrie peut être utilisée pour observer
le mouvement de l’étoile lorsque le système est vu par ″le dessus″. Si l’étoile décrit une
ellipse régulière dans le ciel, c’est certainement dû au mouvement induit par une
exoplanète. Elle est très difficile à mettre en œuvre car les fluctuations sont infimes et
inférieures en particulier aux perturbations introduites par la turbulence atmosphérique.
Les autres méthodes
La méthode la plus classique de l’astronomie, l’observation directe, est très limitée dans la
recherche d’exoplanètes. Elle peut néanmoins produire des résultats dans des
circonstances idéales, lorsque l’étoile est très peu lumineuse, comme par exemple dans le
cas d’une naine brune.
Il faut disposer d’instruments d’imagerie à contraste extrêmement élevé. Il faut également
que ces instruments puissent séparer l’image de la planète de celle de l’étoile, ce qui
nécessite un pouvoir de résolution également très élevé.
Dans le cas particulier des planètes en orbite autour d’un pulsar, de faibles fluctuations de
l’émission radio du pulsar peuvent indiquer la présence de planètes. La précision de
quelques millionièmes de secondes a permis de détecter une planète de quelques masses
de Jupiter et plusieurs planètes dont les moins massives ont des masses comparables à
celle de la Terre.
Planck se réchauffe
Planck se réchauffePlanck se réchauffe
Planck se réchauffe
e samedi 14 janvier 2012 à midi, la pression de l’hélium 3 dans les réservoirs de
Planck est passée au-dessous du seuil minimal nécessaire pour maintenir le plan focal
de l’instrument HFI (High Frequency Instrument) à sa température record de 0,1K. Grâce
à une gestion très fine des vannes d’hélium, les équipes en charge des opérations HFI
auront ainsi réussi à doubler la durée de la mission : 36 mois d’observation quasi
continue, et 5 relevés consécutifs du ciel dans le domaine des micro-ondes au lieu des 2
prévus, le tout avec une sensibilité près de deux fois meilleure que les spécifications.
L

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Les dernières semaines ont été mises à profit pour acquérir les ultimes données de
calibrations nécessaires (accélération de la vitesse de la rotation du satellite, observation
de Mars, de Jupiter) terminées juste à temps avant la remontée de la température.
Celle-ci va être très progressive et contrôlée, grâce à une gestion intelligente des vannes
pour extraire les dernières volutes d’hélium 3 des réservoirs. Le 16 janvier 2012, les
bolomètres de HFI affichaient encore une température de 0,1K seulement. Cette période
de quelques semaines sera utilisée pour mettre à jour des mesures de calibration de
certains composants électroniques. Ensuite, HFI restera sous tension pendant un an
supplémentaire pour permettre au deuxième instrument, LFI, ((Low Frequency
Instrument), qui fonctionne à 4 K, d’acquérir des mesures supplémentaires dans des
conditions parfaitement stables au cours d’une extension de mission appelée Planck tiède.
Dès janvier 2011 les scientifiques ont dévoilé les premiers résultats : un catalogue
d’objets aussi variés que très attendus par la quasi-totalité de la communauté
astrophysique mondiale, comprenant des amas de galaxies lointains, des proto-étoiles à
tous les stades de leur formation, des informations statistiques précieuses sur le fond
diffus infrarouge, cette lumière qui baigne notre ciel et dont on pense qu’elle provient de
l’ensemble des galaxies lointaines, etc.
Moins spectaculaire mais peut-être plus énigmatique, l’aspect moucheté de l’arrière-plan,
en haut et en bas de l’image. Il s’agit du rayonnement de fond cosmologique
hyperfréquence (CMBR), la plus ancienne lumière émise par l’Univers, issue de la grande
explosion d’où notre Univers a émergé il y a 13,7 milliards d’années.
Si la Voie lactée nous montre à quoi ressemble notre Univers proche à l’heure actuelle, les
hyperfréquences le dévoilent à l’aube de sa création, avant que n’existent les étoiles ou les
galaxies.
Planck est composé d’un
télescope d’1,5 m de diamètre
muni d’un miroir primaire et
d’un miroir secondaire et de
deux instruments :
LFI (Low Frequency
Instrument), comprenant un
détecteur couvrant les basses
fréquences observerant dans
le domaine des micro-ondes
HFI (High Frequency
Instrument), muni de 36
détecteurs bolométriques
couvrant les hautes
fréquences et mesurant
l’énergie rayonnante dans
l’infrarouge et dans les
micro
-
ondes.