Comment nous trouvons d'autres mondes
Presque aucune exoplanète n'a jamais été vue. Nous les avons trouvées en regardant des étoiles cligner et vaciller.
Trouver des planètes qu'on ne peut pas voir
Niveau Débutant — langage simple, sans maths
Il existe des milliers de planètes autour d'autres étoiles. Presque aucune n'a jamais été photographiée, et la plupart ne le seront jamais : elles sont bien trop faibles et bien trop proches d'une étoile qui les surpasse d'un milliard de fois en éclat. Alors comment savons-nous qu'elles sont là ?
Deux astuces, et toutes deux portent sur l'étoile, pas sur la planète.
La première est le clignement. Si l'orbite de la planète se trouve vue par la tranche depuis chez nous, alors une fois par orbite elle glisse devant la face de son étoile et bloque une lamelle de lumière. L'étoile faiblit : d'environ 1 % pour une grosse planète, et du centième de cela pour une Terre. Mesurez la baisse et vous avez mesuré la taille de la planète.
La seconde est le vacillement. Une planète n'orbite pas vraiment autour de son étoile : les deux tournent l'une autour de l'autre, autour d'un point d'équilibre commun. L'étoile décrit donc un petit cercle, et sa lumière se décale légèrement vers le bleu quand elle vient vers nous et vers le rouge quand elle s'éloigne. L'ampleur de ce décalage donne la masse de la planète.
Réunissez les deux - la taille par le clignement, la masse par le vacillement - et vous pouvez déduire de quoi la planète est faite sans l'avoir jamais vue.
Bon à savoir
- Une planète de la taille de Jupiter fait faiblir son étoile d'environ 1 %. Une planète de la taille de la Terre, de 0,008 % : comme repérer un papillon de nuit traversant un projecteur à mille kilomètres.
- Un transit ne fonctionne que si l'orbite est vue par la tranche, et c'est pourquoi nous trouvons bien moins de planètes que si nous pouvions observer chaque système.
- Le clignement donne la taille, le vacillement donne la masse, et ensemble ils donnent la densité : la différence entre une boule de roche et une boule de gaz.
Profondeur de transit, vitesse radiale et biais de détection
Niveau Élève — les équations essentielles
La méthode des transits mesure un rapport d'aires. Une planète traversant son étoile bloque une fraction \((R_p/R_\star)^2\) de la lumière, donc la profondeur de la baisse donne directement le rayon de la planète une fois l'étoile caractérisée. Un Jupiter devant une étoile de type solaire donne environ 1 % ; une Terre donne 84 parties par million, d'où le besoin pour Kepler d'un télescope spatial et d'une précision photométrique de quelques dizaines de ppm.
La vitesse radiale mesure le mouvement de réaction de l'étoile. La demi-amplitude vaut \(K \approx 28{,}4\ \text{m/s}\,(M_p/M_J)(a/\text{UA})^{-1/2}\) pour une étoile de masse solaire, donc Jupiter à 5 UA déplace le Soleil de 12,5 m/s et la Terre à 1 UA de seulement 9 cm/s. Les spectrographes actuels atteignent environ 30 cm/s, et c'est pourquoi les analogues terrestres autour d'étoiles de type solaire restent hors de portée par la seule vitesse radiale.
Les deux méthodes sont fortement biaisées vers les grosses planètes sur orbites courtes : les transits exigent un alignement par la tranche dont la probabilité vaut environ \(R_\star/a\), et les périodes courtes multiplient les événements dans une campagne donnée. Ce biais explique pourquoi les premières exoplanètes découvertes furent des Jupiters chauds, et pourquoi la population réelle - dominée par les petites planètes - n'a émergé qu'une fois que Kepler eut fixé un seul champ pendant quatre ans.
Combinez les deux et vous obtenez la masse volumique moyenne. Une planète de 1,5 rayon terrestre pour 5 masses terrestres est rocheuse ; le même rayon pour 1,5 masse possède une épaisse enveloppe d'hydrogène. La vallée des rayons observée vers 1,8 rayon terrestre, un creux dans la distribution des tailles, marquerait l'endroit où l'irradiation stellaire arrache ces enveloppes.
Formules clés
| Profondeur de transit | \(\delta = \left(\dfrac{R_p}{R_\star}\right)^{2}\) | |
|---|---|---|
| Vitesse radiale | \(K \approx 28{,}4\ \tfrac{\text{m}}{\text{s}}\ \dfrac{M_p/M_J}{\sqrt{a/\text{UA}}}\) | |
| Période | \(P^{2} = \dfrac{a^{3}}{M_\star}\) | années, UA, masses solaires |
| Probabilité de transit | \(p \approx R_\star/a\) | |
Bon à savoir
- La profondeur de transit vaut (Rp/R★)². Jupiter devant le Soleil donne 1 %, la Terre donne 84 ppm.
- La Terre déplace le Soleil à 9 cm/s. Les meilleurs spectrographes actuels atteignent environ 30 cm/s : ce signal reste tout juste hors de portée.
- La probabilité qu'une orbite quelconque soit assez de profil pour transiter vaut environ R★/a, soit à peine 0,5 % pour une orbite terrestre : d'où la nécessité d'observer des centaines de milliers d'étoiles.
Taux d'occurrence, vallée des rayons et la suite
Niveau Expert — profondeur mathématique complète
Kepler a transformé les exoplanètes d'une curiosité en une statistique. Après correction de la complétude géométrique et de détection, des planètes de 1 à 4 rayons terrestres avec des périodes sous 100 jours orbitent autour d'une large fraction des étoiles de type solaire : une classe sans aucun analogue dans le Système solaire. Le taux d'occurrence de planètes de taille terrestre dans la zone habitable conservative d'étoiles de type solaire, \(\eta_\oplus\), reste mal contraint, les valeurs publiées s'étalant grossièrement de 2 % à 50 % selon le traitement de la complétude.
La vallée des rayons à \(1{,}8\,R_\oplus\) est la structure la plus nette de la distribution. La photoévaporation et la perte de masse alimentée par le cœur la prédisent toutes deux : un cœur rocheux conserve une enveloppe d'hydrogène de l'ordre du pour cent en masse, ce qui double son rayon, ou la perd entièrement. Lequel des mécanismes domine reste débattu, et la dépendance de la vallée à la masse stellaire et à la période orbitale est le discriminant que l'on mesure actuellement.
La spectroscopie de transit est la direction du domaine. Pendant un transit, un fin anneau d'atmosphère planétaire est éclairé par-derrière et imprime des raies d'absorption sur le spectre stellaire, d'amplitude de l'ordre de \(2 R_p H / R_\star^2\) où \(H\) est la hauteur d'échelle : des parties par million, mais le JWST y parvient. Les détections de CO\(_2\), de SO\(_2\) et de produits photochimiques dans les atmosphères de géantes chaudes sont désormais routinières ; la même technique sur des planètes rocheuses tempérées autour de naines M est la frontière actuelle et reste à la limite du faisable.
L'inquiétude systématique est la contamination stellaire : taches et facules non occultées impriment des signaux qui imitent l'absorption planétaire, et les démêler est aujourd'hui le facteur limitant, davantage que le bruit de photons.
Formules clés
| Signal en transmission | \(\Delta\delta \approx \dfrac{2 R_p H}{R_\star^{2}}\) | H = hauteur d'échelle |
|---|---|---|
| Hauteur d'échelle | \(H = \dfrac{k T}{\mu g}\) | |
| Vallée des rayons | \(R_p \approx 1{,}8\,R_\oplus\) | |
| Occurrence | \(\eta_\oplus \sim 0{,}02 - 0{,}5\) | toujours incertaine |
Bon à savoir
- Les statistiques de Kepler impliquent que les petites planètes (1-4 R⊕) sont la classe la plus commune de la galaxie : une catégorie dont le Système solaire est totalement dépourvu.
- La vallée des rayons vers 1,8 R⊕ séparerait les cœurs rocheux dénudés de ceux qui ont conservé une enveloppe d'hydrogène de l'ordre du pour cent.
- Les signaux de spectroscopie en transmission varient comme 2RpH/R★², quelques dizaines de ppm pour un Jupiter chaud, et ce sont aujourd'hui les taches stellaires, non le bruit de photons, qui limitent souvent.