A la recherche des planètes extrasolaires

Un peu d’histoire
La question de l’existence d’autres planètes, habitées
ou non, dans l’univers, est certainement l’une des
plus anciennes questions posées aux astronomes,
sitôt l’analogie faite entre notre Soleil, et toutes les étoiles
du ciel. La question dépasse en effet le simple cadre scien-
tifique et touche celui de la métaphysique. On trouve des
traces de ce débat dès l’Antiquité, chez Métrodore de Chios,
ou Epicure par exemple.
Pendant plusieurs millénaires, ce débat restera du
domaine de la conviction personnelle et en conséquence, de
l’affrontement dogmatique quand cette conviction person-
nelle s’en viendra à heurter le dogme officiel, et en particu-
lier, celui de l’Eglise toute-puissante au Moyen-Age. En
publiant en 1585 « L’infini, l’Univers et les mondes », Gior-
dano Bruno, « l’agitateur », exprime publiquement des
idées qui commencent à émerger. Il en payera le prix fort,
en 1600 en étant condamné au bûcher par le tribunal de l’In-
quisition. Huygens (1629-1695) reformulera, clairement
mais un peu tard, ces idées maintenant bien répandues chez
les penseurs.
Il faut attendre le début du XXesiècle pour que les progrès
réalisés dans le domaine de l’instrumentation astronomique
puissent permettre une nouvelle approche observationnelle
et scientifique de la question, et lancer la course vers la
découverte d’objets de masse sans cesse plus faible. Ce sont
des techniques semblables à celles qui sont utilisées actuel-
lement pour la recherche de planètes, qui ont apporté les
premiers éléments observationnels de la discussion dès les
années 1930 : la vélocimétrie radiale par effet Doppler, et
l’astrométrie (cf. encadré 1). Toutefois, la jeunesse de ces
méthodes pointues et le mauvais contrôle des biais expéri-
mentaux n’a pas permis à cette époque d’arriver à des
conclusions précises et indubitables.
L’avènement des techniques de haute résolution angu-
laire couplées à une grande dynamique, speckle interféro-
métrie, optique adaptative et coronographie, (cf. encadré 2)
au début des années 80 apporte également son lot d’obser-
vations, d’annonces fracassantes… et de démentis, mais pas
encore de découvertes avérées… En 1992, Wolszczan et
Frail annoncent la découverte de 3 planètes dont l’une com-
parable en taille à la Lune autour du pulsar PSR 1257 +12.
La découverte ne déchaîne pas les passions car la première
annonce intervient, ironie du sort, le jour même où une
équipe concurrente menée par Andrew Lyne publie un
démenti pour une découverte similaire autour du pulsar PSR
1829 −10. De plus, ces planètes autour d’un pulsar intéres-
sent peu, car l’environnement électro-magnétique du pulsar
laisse peu de chance au développement éventuel de toute
forme de vie sur ces planètes.
Les efforts en matière de développements instrumentaux,
et en particulier concernant la technique de vélocimétrie
radiale, aboutissent en 1995 à l’annonce de la découverte
10
A la recherche des planètes
extrasolaires
Plus de 2 millénaires après les premiers écrits sur la possibilité de l’existence d’autres mondes, habités ou pas, une
nouvelle approche de la question est possible, non plus dogmatique, théologique ou philosophique, mais obser-
vationnelle et scientifique. Elle se fonde sur la recherche pas à pas de planètes toujours moins massives jusqu’à
atteindre la masse de la Terre. Nous présentons cette approche, ses premiers résultats impressionnants, ainsi que
les différentes étapes qui devraient mener à la découverte des premières planètes comparables à la Terre et,
peut-être, à la mise en évidence à distance des signatures de vie. Nous présentons différents concepts instrumen-
taux qui d’ici une dizaine d’années devraient nous apporter une nouvelle vision de notre situation dans l’univers.
Article proposé par :
Alain Léger, alain.le[email protected]
Marc Ollivier, mar[email protected]
Institut d’astrophysique spatiale, CNRS/Université de Paris-Sud.
Comment je vois le monde

par Michel Mayor et Didier Queloz de la première planète
extrasolaire (ou exoplanète) dénommée 51 Pégase b autour
d’une étoile analogue à notre soleil.
Que nous apprennent les premières
découvertes de planètes ?
A la date du 22 octobre 2004, 133 planètes extrasolaires
géantes (les 3 planètes de Wolszczan étant considérées à
part), regroupées dans 117 systèmes planétaires dont 13
multiples ont été détectées, principalement par la méthode
des vitesses radiales (méthode indirecte), la même que celle
utilisée pour détecter 51 Peg b. Ces planètes sont pratique-
ment toutes situées dans notre environnement proche à
quelques dizaines d’années-lumière de notre Soleil et donc
a fortiori, dans notre galaxie. La détection de ces objets
résulte de l’observation d’environ 4 000 étoiles. Les étoiles
observées sont essentiellement des étoiles comparables à
notre Soleil. L’échantillonnage temporel et l’historique des
observations est très variable au sein de l’échantillon. Cer-
taines étoiles sont observées depuis le début des pro-
grammes de mesure (1994), d’autres ont été ajoutées récem-
ment, quand l’arrivée de nouveaux instruments à permis
d’augmenter le nombre de cibles potentielles. Enfin, on peut
estimer le rythme actuel d’annonces de découvertes de pla-
nètes géantes à environ une douzaine d’objets par an.
Récemment, 2 découvertes ont eu un retentissement média-
tique certain : la découverte de 3 planètes « légères » de 15
masses terrestres environ, comparables en masse à Uranus et
la première image d’une planète extrasolaire par le VLT. Ce
dernier objet baptisé 2M1207b serait une planète de
5 masses de Jupiter en orbite autour d’une naine brune
(objet dont la faible masse ne permet pas l’amorçage des réac-
tions de fusion nucléaire comme les étoiles classiques). La
brillance de 2M1207b qui a permis son observation directe
s’expliquerait par la jeunesse du système : 8 millions d’années
seulement.
Distribution en masse des exoplanètes
Cette distribution est très piquée vers les objets de faible
masse (M<5masses de Jupiter). Il ne s’agit pas d’un biais
observationnel. Cela signifie que le processus de formation
des planètes géantes semble a priori permettre ou tout au
moins favoriser la formation d’objets de masse relativement
faible.
Distribution en distance
Il y a clairement une distribution bimodale de la réparti-
tion en distance des exoplanètes avec i) des planètes à très
courte distance de leur étoile centrale, typiquement 0.05 u.a.
(1u.a.=distance Terre-Soleil ∼150 millions de km), les
« jupiters chauds » (taille de Jupiter, proximité de l’étoile),
ii) peu d’objets vers 0.3 u.a. iii) des planètes à distance plus
grande que 0.3 u.a. réparties de manière assez uniforme.
Cette distribution bimodale en distance montre que les
objets ne sont pas équi-répartis et qu’il y a des orbites stables
privilégiées, dont certaines sont très proches de leur étoile.
On peut chercher des explications de cette observation dans
le processus de formation des planètes. On peut également
envisager la possibilité que l’orbite d’une planète varie au
cours du temps. On est alors conduit à émettre l’hypothèse
des migrations d’orbites.
Migrations d’orbites
Invoquer le mécanisme de migrations d’orbites est néces-
saire pour expliquer la réalité des « jupiters chauds ». En
effet, la formation de ces objets si près de leur étoile n’est
pas compatible avec les modèles actuels de disques proto-
planétaires (disques de poussière et de gaz dans lequel se
forment les planètes) pour lesquels la température et la den-
sité à cette distance interdit toute formation de ce qui com-
pose le noyau de ces planètes.
Si les jupiters chauds ne se forment pas à leur position
actuelle, et qu’ils migrent, il faut trouver un ou plusieurs
mécanismes qui puissent permettre d’expliquer ce phéno-
mène. Plusieurs hypothèses de mécanismes ont été formu-
lées : de tous ces mécanismes, c’est celui du transfert de
moment angulaire entre une planète et le disque qui est le
plus étudié. Les modèles actuels montrent qu’il est possible
de faire migrer des planètes de taille variable en des temps
suffisamment courts pour que le phénomène puisse être
achevé avant la dissipation du disque (quelques centaines de
milliers d’années au maximum). Dans le cas des planètes
géantes, la migration doit se traduire par la formation d’un
sillon dans le disque protoplanétaire. Ce dernier point peut
constituer un bon test observationnel pour infirmer ou
confirmer le mécanisme.
Excentricité des orbites des exoplanètes
Deux points observationnels sont particulièrement remar-
quables : i) pour des périodes orbitales inférieures à
10 jours, les orbites des exoplanètes sont pratiquement cir-
culaires, ii) au-delà de 10 jours de période, et contrairement
à ce que l’on observe dans le système solaire (les planètes du
système solaire ont une excentricité faible) il ne semble pas
y avoir de corrélation entre excentricité et période orbitale.
C’est également le cas des étoiles évoluant dans des sys-
tèmes stellaires multiples.
On peut expliquer la circularisation des orbites proches
par des effets de marée. En effet, si la planète est proche de
l’étoile, le gradient du potentiel gravitationnel crée une
attraction différentielle sur la planète entre le bord le plus
proche de l’étoile et le plus éloigné. Le résultat est la forma-
tion d’un bourrelet au niveau des couches externes de la pla-
nète. Ce bourrelet est à l’origine d’une dissipation d’énergie
par friction avec les couches internes de la planète. Globale-
ment, cette friction entraîne une perte d’énergie orbitale, ce
qui circularise l’orbite. Comme évoqué précédemment, les
11
Comment je vois le monde

planètes de période supérieure à 10 jours semblent avoir une
distribution en excentricité comparable aux étoiles dans des
systèmes multiples. On peut expliquer ce fait en considérant
qu’à plus longue distance de l’étoile mère, les interactions
avec le disque protoplanétaire ou avec les autres planètes et
étoiles de l’environnement immédiat deviennent prédomi-
nantes par rapport aux forces de marées qui tendent à circu-
lariser les orbites. Ces interactions ont pour résultat une
augmentation de l’excentricité des systèmes stellaires ou
planétaires par rapport à l’excentricité des systèmes ini-
tiaux. En ce qui concerne le système solaire, l’absence d’ob-
jets massifs dans le proche voisinage solaire peut expliquer
la faible excentricité des orbites des planètes.
Métallicité des étoiles ayant des exoplanètes
La classification périodique des éléments, pour les astro-
nomes, se résume à trois catégories : i) l’hydrogène, ii) l’hé-
lium, iii) tous les atomes plus lourds, dont l’abondance rela-
tive globale est appelée « métallicité ». Pour le Soleil, par
exemple, la métallicité vaut 0.02.
Il apparaît clairement que le nombre de planètes est plus
élevé autour d’étoiles à forte métallicité. Ce résultat a été
âprement discuté dans la communauté astronomique. La
difficulté de ce genre d’étude est d’essayer de corriger les
résultats des biais possibles et en particulier, dès le choix de
l’échantillon observé. Ce résultat est maintenant bien
accepté. Il tend à montrer que les planètes géantes se for-
ment principalement autour des étoiles riches en éléments
lourds ce qui est compatible avec le modèle standard de for-
mation planétaire. Les observations futures (COROT et
Kepler) devraient permettre de prolonger ce genre d’études
aux planètes telluriques.
Atmosphères et spectres des exoplanètes géantes
A ce jour, il n’existe pas d’observation de spectre complet
de planète extrasolaire, car ces dernières ont pratiquement
12
Détection indirecte des exoplanètes
Il n’est pas forcément nécessaire de « voir » une exoplanète
pour mettre en évidence sa présence autour d’une étoile.
On dit couramment qu’une planète tourne autour de son étoile
centrale. Si la planète est peu massive, et située près de son
étoile, le centre de masse du système est alors effectivement
presque confondu avec le centre de l’étoile, et la planète semble
décrire un mouvement autour de l’étoile, fixe. Dans le cas
contraire, le centre de masse du système et le centre de l’étoile
sont différents, de sorte que lorsque la planète effectue une
révolution autour du centre de masse du système, l’étoile a un
mouvement analogue. Ce mouvement se fait dans un espace à
3 dimensions, dont nous pouvons percevoir les composantes
latérales (déplacement de l’étoile sur le ciel), en mesurant avec
précision la position de l’étoile par rapport à des objets fixes
(c’est le principe de l’astrométrie), ou la composante longitu-
dinale en mesurant la vitesse radiale de l’objet d’éloignement
ou de rapprochement par rapport à l’observateur.
Mesure des vitesses radiales
La mesure de la vitesse longitudinale radiale et donc du dépla-
cement de l’étoile est possible avec une grande précision grâce
à l’effet Doppler. Cet effet traduit le fait qu’un émetteur d’ondes
voit sa fréquence modifiée s’il est en déplacement radial par
rapport à l’observateur. Si l’objet se rapproche de l’observa-
teur, il apparaîtra plus bleu, s’il s’éloigne, au contraire, il
apparaîtra plus rouge qu’il n’est réellement. L’effet est faible,
et n’est détectable qu’en ayant recours à des techniques spec-
troscopiques à haute résolution, et à la comparaison avec des
étalons de longueur d’onde. La mesure du « décalage
Doppler » permet ainsi de mesurer la vitesse radiale de l’objet
(cf. figure 1) et donc de reconstituer le mouvement de l’étoile.
Toute la difficulté de la méthode, et tout le mérite des équipes
qui l’ont mise en œuvre, réside dans le contrôle des biais ins-
trumentaux et observationnels, dérives thermiques, mouvement
propre de la Terre dans le système solaire, mouvement global
du système solaire lui-même…. La précision des meilleurs ins-
truments actuels sur la mesure des vitesses radiales est d’envi-
ron 1m.s−1. Or on estime que la présence de Jupiter induit un
mouvement sur le Soleil dont la vitesse est d’environ 12 m.s−1,
la présence de la Terre induit un mouvement sur le Soleil d’en-
viron 10 cm.s−1…Cette méthode est donc particulièrement
Encadré 1
Figure 1 - Courbe de vitesse radiale de l’étoile Upsilon de la constella-
tion d’Andromède (corrigée des mouvements de la Terre). Cette courbe à
laquelle on a déjà extrait une composante à 4,6 jours fait apparaître éga-
lement 2 composantes, correspondant à 2 autres planètes ayant des
périodes de 241,2 jours et 1 266,6 jours.

toutes été détectées par des méthodes indirectes en observant
leur étoile centrale. Cependant on peut trouver plusieurs
modèles d’atmosphères dans la littérature. Tout l’enjeu des
futures observations directes est de valider ces modèles.
Quelques bribes d’information ont pu être cependant collec-
tées en observant le spectre d’un objet (HD 209458) qui pos-
sède une planète que l’on peut voir transiter devant l’étoile
depuis la Terre. Par spectroscopie différentielle avant et pen-
dant le transit, on peut en déduire quelques informations sur
la composition de l’atmosphère du compagnon.
A la recherche des planètes habitables et
des planètes habitées
Il existe actuellement un consensus dans la communauté
des biologistes, chimistes, astrophysiciens, exobiolo-
gistes…. pour définir la vie par 3 caractéristiques. On dit
qu’un système est vivant si : i) il est structuré (il contient de
l’information au sens entropique du terme), ii) il est capable
de se reproduire, iii) il est capable d’évoluer par modifica-
tion, adaptation du contenu informationnel vers un système
plus performant.
Partant de ces seuls critères, la recherche de vie dans
l’univers peut s’identifier à celle du Graal et semble a priori
complètement inaccessible. En particulier, il semble diffi-
cile de traduire ces critères en termes d’observables.
Compte tenu de la distance qui nous sépare des plus proches
systèmes potentiels (quelques années-lumière à quelques
dizaines d’années-lumière), il paraît inenvisageable d’espé-
rer une recherche in situ d’ici quelques dizaines d’années.
La situation est moins désespérée si on considère que le
nécessaire support de l’information que contiennent ces
êtres vivants est constitué de molécules organiques qui
réagissent en milieu aqueux. Nous ne détaillerons pas dans
cet article les raisons qui nous poussent à ce
« chauvinisme » de la chimie du carbone en solution dans
l’eau mais elles sont nombreuses et justifiables. Si l’on sup-
pose ainsi que l’on cherche une vie basée sur la chimie du
carbone en solution aqueuse, il apparaît immédiatement des
contraintes fortes sur les caractéristiques de la planète sur
13
Comment je vois le monde
bien adaptée pour la recherche de planètes géantes. Elle ne
l’est pas pour les planètes telluriques
La méthode des vitesses radiales est une méthode très perfor-
mante puisque 129 des 133 planètes géantes actuellement
détectées l’ont été par cette méthode.
Observation des transits planétaires
L’idée consiste à détecter la présence d’une planète par la
faible baisse de flux qu’elle induit sur son étoile quand elle
passe devant le disque stellaire (figure 2). Cela suppose bien
évidemment que le système planétaire soit vu par la tranche
depuis la Terre. La probabilité d’une telle situation est directe-
ment liée au rapport entre le rayon de l’étoile et le demi grand
axe de l’orbite de la planète. La méthode des transits sera donc
beaucoup plus efficace pour les objets proches de leur étoile
que pour les objets éloignés. Pour espérer détecter une grande
variété d’objets, il est donc nécessaire de surveiller beaucoup
d’étoiles simultanément (typiquement plusieurs dizaines de mil-
liers). Enfin, pour discerner un transit, répétitif, à la période de
révolution de la planète, d’un phénomène photométrique d’une
autre nature, il est nécessaire d’observer plusieurs transits,
c’est-à-dire d’observer un même objet pendant une durée égale
à plusieurs fois la période orbitale de la planète.
La variation photométrique relative de l’étoile est en première
approximation directement égale au rapport des surfaces appa-
rentes de la planète et de l’étoile. Ainsi une planète comme la
Terre, dont le rayon vaut environ 1% du rayon solaire, provo-
querait une extinction photométrique d’environ 0.01%.
Pour espérer détecter de tels objets, il faut donc un instrument
avec une précision photométrique meilleure que l’amplitude
attendue de la baisse de flux de l’étoile. Ainsi, il est possible de
détecter des planètes géantes depuis le sol (précision de l’ordre
de 1%). Pour détecter des planètes plus petites (planètes tellu-
riques), il faut s’affranchir des effets photométriques de l’at-
mosphère et placer le télescope et le dispositif photométrique
en orbite. La mission COROT du CNES devrait permettre à
partir de 2006 de surveiller simultanément 12000 étoiles sur
des périodes de 5 mois. Avec une précision photométrique de
l’ordre de 0.01%, COROT devrait permettre de détecter des
objets dont la taille est comparable à celle de la Terre. La durée
d’observation de 5 mois de chacun des champs ne permettra
cependant de détecter que des objets à courte période,
(quelques jours à 2 mois). Les missions Eddington (ESA) et
Kepler (NASA) devraient permettre d’observer vers 2010 des
objets à plus longue période
Figure 2 - Transit de HD 209458b observé depuis l’espace. La profon-
deur du transit (plus de 1.5%) montre clairement que l’objet est une pla-
nète géante.

14
Observation directe des exoplanètes
L’observation directe d’une exoplanète est difficile car il s’agit
d’observer un objet dans un système à 2 composantes (étoile +
planète) alors que :
– le contraste entre une étoile comme le Soleil et une planète
comme la Terre est de 5 milliards dans le domaine du visible
(7 millions dans le domaine de l’infrarouge thermique)
– la distance angulaire entre les deux objets distants de
150 millions de km, le tout à 30 années-lumière de nous est de
l’ordre de 0.1 seconde d’angle.
Dans le domaine de l’infrarouge thermique (autour de
10 microns), la résolution angulaire commence à poser une
sérieuse difficulté. En effet, il faudrait un télescope monoli-
thique de 25 mètres de diamètre. Sachant que l’infrarouge
thermique traverse très mal l’atmosphère terrestre, il faut envi-
sager un instrument spatial si l’on veut observer dans l’en-
semble de la gamme 6-18 microns. Pour pallier cette difficulté,
un concept original à été proposé par Bracewell en 1978. Il
s’agit du coronographe interférométrique représenté sur la
figure 3.
planète des interférences constructives. En résumé, un tel ins-
trument permet d’observer un objet faible, situé en dehors de
l’axe optique où la transmission théorique est nulle.
L’instrument de Bracewell est à la base du concept de la mis-
sion Darwin de l’ESA. Prévue pour 2015, Darwin est un inter-
féromètre à plusieurs télescopes (3 à 6 selon les concepts) dont
l’objectif est de détecter directement des planètes extrasolaires
et d’en faire l’analyse spectrale dans la gamme 6-18 microns.
La figure 4 montre une vue d’artiste de Darwin dans une ver-
sion à 6 télescopes. La figure 5 est une simulation numérique
de ce que Darwin verrait s’il observait notre Système Solaire
depuis le pôle Nord du Soleil à une distance de 30 années-
lumière environ.
Encadré 2
Figure 3 - Principe du coronographe interférométrique de Bracewell.
Considérons 2 télescopes T1 et T2, qui, individuellement et du fait
de la diffraction, ne résolvent pas le couple étoile-planète.
Pointons les 2 télescopes dans la direction exacte de l’étoile, et
superposons les faisceaux issus des 2 télescopes. Dans la direction
de l’étoile, le front d’onde arrive simultanément sur T1 et T2. Si on
recombine les 2 faisceaux, ils seront en phase et l’on réalisera des
interférences constructives. Si on rajoute un déphaseur de π
achromatique, dans l’un des bras de l’interféromètre (par exemple
le bras issu de T2), on recombinera les 2 télescopes en opposition
de phase, autrement dit les interférences seront destructives et l’on
éteindra tout ce qui provient de la direction de l’étoile (et en par-
ticulier le flux de l’étoile). Dans la direction de la planète qui fait
un angle θpar rapport à celle de l’étoile, on induit un retard de
T1 par rapport à T2 égal à D.sin(θ) où D est la distance entre les
2 télescopes. Si on adapte D (déplacement des télescopes), on peut
s’arranger, pour qu’à une longueur d’onde moyenne, la différence
de marche D.sin(θ) compense le déphasage de πintroduit dans
le bras qui contient T2. On réalise alors, dans la direction de la
Figure 4 - Vue d’artiste de la Mission Darwin, dans une configuration à
6 télescopes sur un cercle. Le satellite central est le laboratoire de recom-
binaison. Un huitième satellite, hors plan, permet la transmission de l’in-
formation vers la Terre et la métrologie de l’ensemble du réseau (d’après
l’étude ESA réalisée en 1998 par Alcatel Space Industries).
Figure 5 - Simulation numérique des produits scientifiques de l’instru-
ment interférométrique en frange noire de Darwin. A gauche, carte du
système solaire tel qu’il aurait pu être observé par Darwin le 1er janvier
2001 à 30 années-lumière du pôle nord du Soleil (centre de l’image). On
distingue 3 objets qui sont Venus, la Terre et Mars. A droite, spectre de la
Terre tel qu’observé par Darwin ; courbe en escalier, le spectre recons-
truit après simulation de l’observation. En trait plein, le spectre réel de
la Terre, ramené à la résolution de l’instrument, en trait interrompus, le
spectre d’un corps noir à 300 K. Cette figure montre clairement que
Darwin/TPF permettra de mettre en évidence des planètes comparables
à la Terre.