2006
la première super-terre

À une très grande distance de notre propre système solaire, des astrophysiciens ont mis en évidence l’existence d’une exoplanète dont les caractéristiques se rapprochent de celles de notre Terre, sans en être une sœur jumelle. Située à environ trois fois la distance Terre-Soleil de son étoile, il lui faut 10 ans pour en faire le tour et sa masse est environ 5 fois plus importante que celle de la Terre. La température de sa surface est estimée à 53 kelvins (-220 degrés Celsius). Elle est donc solide, probablement composée de roches et de glace. Le modèle théorique de la formation de notre système solaire, qui propose que les planètes se forment par accrétion de petits corps rocheux, s’en trouve ainsi renforcé.

OGLE-2005-BLG-390Lb

Cette planète, baptisée OGLE-2005-BLG-390Lb, avec une température proche de celle de Neptune ou de Pluton (53 K), est trop froide pour abriter la vie, mais à de grandes chances d’être la plus petite exoplanète identifiée à ce jour. Elle est située dans la constellation du Sagittaire, près du cœur de la Voie lactée, notre Galaxie. La distance entre cette planète et la Terre est d’environ 22 000 années-lumière.
Les auteurs de cette découverte, par la technique des microlentilles gravitationnelles, sont les astronomes de la collaboration PLANET (Probing Lensing Anomalies NETwork), dirigée par Jean-Philippe Beaulieu, de l’Institut d’astrophysique de Paris[1]. C’est la troisième planète extrasolaire trouvée grâce à cette technique prometteuse. Les résultats sont publiés dans la revue anglaise Nature du jeudi 26 janvier 2006 et cosignés par 73 auteurs appartenant à 32 établissements de 12 pays différents (France, États-unis, Australie, Royaume-Uni, Danemark, Allemagne, Afrique du Sud, Nouvelle-Zélande, Chili, Autriche, Pologne, Japon).
L’effet de microlentille gravitationnelle a été prédit par Einstein en 1936. La relativité générale indique que la lumière est déviée par les corps massifs, par exemple les étoiles. Lorsqu’une petite étoile (la lentille) est alignée exactement avec une autre étoile plus lointaine (la source), la lumière est focalisée et l’étoile-source (Fig. 1) paraît plus brillante. Cette amplification de lumière a été observée pour la première fois en 1993 par les projets MACHO, EROS et OGLE.
La technique des microlentilles gravitationnelles n’est pas limitée en distance, puisqu’il suffit que l’étoile-lentille passe devant l’étoile-source, située en général à proximité du Centre galactique (Fig. 2), soit à 25 000 années-lumière en moyenne. Si l’étoile-lentille est double, la courbe d’amplification de l’éclat se modifie en fonction du rapport de masse des composantes, de leur séparation et de leur trajectoire dans le ciel. L’effet est purement géométrique, et on peut ainsi détecter des composantes de faible masse, par exemple des planètes autour de l’étoile-lentille. C’est ce qui a été réalisé pour la première fois en 2003, puis en avril 2005, mais dans ces deux cas la planète était plus massive que Jupiter et donc gazeuse.
D’autres techniques permettent de trouver des exoplanètes. Parmi elles, la première et la plus efficace, appelée méthode des vitesses radiales, consiste à mesurer le mouvement de l’étoile autour du centre de gravité du système étoile-planète. Cette légère oscillation de l’étoile autour du centre commun est mise en évidence par la variation de sa vitesse, mesurée par effet Doppler-Fizeau. Lorsque l’étoile se rapproche de nous, les raies de son spectre se décalent vers le bleu et inversement lorsqu’elle s’éloigne, elles se décalent vers le rouge. C’est ainsi que la première exoplanète a été trouvée en 1995 par deux astronomes suisses de l’Observatoire de Genève : Michel Mayor et Didier Queloz. Aujourd’hui, environ 170 planètes ont été détectées par cette technique. Cependant, pour que l’oscillation de l’étoile soit observable, il faut trois conditions : qu’elle soit a moins de 300 années-lumière de la Terre, que la planète soit massive et proche de son étoile. On trouve ainsi ce qu’on a appelé des Jupiters chauds.
Cette technique partage avec celle des microlentilles gravitationnelles et des transits (passage de la planète devant l’étoile détecté par la diminution du flux de l’étoile due à l’ombre de la planète) le fait d’être indirecte : la planète n’est pas vue, son existence et ses caractéristiques sont déduites des effets induits sur l’étoile. La détection directe de la planète est très difficile, puisqu’elle n’émet pas de lumière propre, mais se contente de réfléchir celle de son étoile : elle est donc noyée dans l’éclat de celle-ci. Il a fallu attendre 2004 pour la première détection directe d’une exoplanète[2] orbitant une naine brune à plus de 50 unités astronomiques. Dans ce cas, il faut que l’étoile soit proche de nous, que la planète soit massive, mais qu’elle soit très éloignée de son étoile pour qu’on puisse la distinguer.

FIGURE 1

 

Champ de l’étoile OGLE-2005-BLG-390 dans le bulbe galactique

La flèche indique la position de l’étoile-source. On notera la zone sombre sur la gauche de l’image : elle est due à des poussières en direction du centre galactique, qui masquent la lumière des étoiles plus lointaines. Image préparée par Jean-Philippe Beaulieu de l’Institut d’astrophysique de Paris (IAP-CNRS-UPMC)

FIGURE 2

Sur cette représentation en coupe de notre Galaxie, la Voie lactée, l’étoile-source appartient à la région centrale qu’on appelle le bulbe galactique, tandis que l’étoile-lentille se trouve à une distance intermédiaire, soit dans les bras spiraux du disque de la galaxie, soit aussi dans le bulbe.

Image originale empruntée à l’Agence spatiale européenne, et retouchée par Andrew Williams, auteur des observations australiennes de la planète OGLE-2005-BLG-390Lb.

Seules la méthode des vitesses radiales et celle des microlentilles gravitationnelles peuvent détecter des planètes dans la zone dite « habitable » autour d’une étoile, c’est-à-dire ni trop près, ni trop loin, et pouvant héberger des planètes ni trop chaudes, ni trop froides (pouvant receler de l’eau liquide). En utilisant la première méthode, une équipe[3] a récemment découvert une planète de 7,5 masses terrestres dans un système en contenant déjà deux, mais sa distance est d’un cinquantième de la distance Terre-Soleil, et la planète est donc très chaude (570 K).
L’étoile-lentille autour de laquelle tourne OGLE-2005-BLG-390Lb avait été repérée par l’équipe polonaise-américaine de OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) menée par Andrzej Udalski le 11 juillet 2005, dans le cadre de leurs observations régulières du Bulbe galactique. Toute étoile dont l’éclat varie est signalée à plusieurs autres équipes internationales d’astronomes qui en assurent le suivi.
Parmi ces équipes, la collaboration PLANET regroupe trente deux astronomes provenant de dix pays et utilise cinq télescopes répartis dans l’hémisphère sud : au Chili, en Australie et en Afrique du Sud. Cela permet de suivre les alertes d’OGLE de façon continue, chaque télescope prenant le relais du précédent lorsque la nuit se termine sur un continent et commence sur un autre. Comme le dit Jean-Philippe Beaulieu : « Pour les astronomes de PLANET, le Soleil ne se lève jamais… ».
Le but de ce suivi est de détecter des anomalies sur la courbe d’amplification (Fig. 3), qui pourraient trahir l’existence d’une planète autour de l’étoile qui passe entre l’observateur et l’étoile-source. C’est ce qui s’est produit la nuit du 10 août 2005, lorsque deux astronomes, Pascal Fouqué (Observatoire Midi-Pyrénées, France) et Kristian Woller (Niels Bohr Institute, Danemark), observant sur le télescope Danois de 1,5 m à l’Observatoire de La Silla (Fig. 4), ont noté une déviation en flux, alors que l’amplification de la source était presque terminée, après avoir franchi son maximum le 31 juillet 2005.
Les astronomes ont alerté leurs collègues australiens, qui ont pu confirmer une variation d’éclat anormale d’une durée de 7 heures. Le lendemain, les équipes de OGLE et de MOA (Microlensing Observations in Astrophysics, collaboration Nouvelle-Zélande-Japon) ont confirmé la détection et les modélisateurs se sont mis au travail pour voir si la présence d’une planète pouvait expliquer la déviation.
Un astronome allemand, Daniel Kubas (PLANET & University of Potsdam, Potsdam, Germany), un américain, David Bennett (PLANET & University of Notre Dame, Notre Dame IN, USA) et un français, Arnaud Cassan (PLANET & IAP-CNRS-UPMC), ont alors montré indépendamment qu’il s’agissait bien d’une planète, mais qu’en plus sa masse était la plus petite jamais mesurée pour une planète hors du système solaire, de l’ordre de 5 masses terrestres !
Pourra-t-on voir un jour cette planète directement ? Non, à cause de sa grande distance : 22 000 années-lumière. Elle est donc plus proche de l’étoile-source que de notre système solaire. On peut par contre espérer, d’ici 5 à 10 ans, détecter l’étoile-lentille, que son mouvement propre aura écarté suffisamment de l’étoile-source pour qu’un interféromètre tel que le VLTI (ESO, Chili) ou un coronographe équipé d’optique adaptative (Planet Finder sur le VLT) puisse séparer les deux étoiles. Cela permettra de mieux connaître la masse de la planète.

FIGURE 3

La courbe de lumière (variation de l’éclat en fonction du temps) de OGLE-2005-BLG-390.

Chaque point représente une mesure, et sa couleur correspond au télescope où l’observation a été faite. La couverture continue de la courbe par les observations montre l’efficacité de notre stratégie à plusieurs télescopes répartis sur différents continents (OGLE et Danish au Chili, RoboNet aux Canaries et à Hawaii, Canopus et Perth en Australie, MOA en Nouvelle-Zélande).

L’insert montre un agrandissement de la déviation due à la planète et correspond à la nuit du 10 août 2005. Les deux premiers points rouges correspondent à la détection de l’anomalie au télescope Danois et les points bleus mesurés à Perth montrent l’importance d’alerter les collègues lorsqu’une anomalie a été détectée.

Image préparée par David Bennett (PLANET)

FIGURE 4

Le télescope Danois de 1,54 m à l’Observatoire de La Silla, où les observations qui ont conduit à la détection de l’exoplanète ont été menées en juillet et août 2005 (© ESO).

notes

 

[1] Institut d’astrophysique de Paris, Unité mixte de recherche du CNRS et de l’Université Paris 6 Pierre et Marie Curie.

[2] G. Chauvin et C. Dumas, de l’ESO, A.M. Lagrange et J.L. Beuzit, du Laboratoire d’astrophysique de l’Observatoire de Grenoble (CNRS / Université Grenoble 1), B. Zuckerman et I. Song, de l’Université de Californie, D. Mouillet, du Laboratoire d’astrophysique de l’Observatoire Midi-Pyrenées (CNRS / Université Toulouse 3), P. Lowrance, du Spitzer science centre (USA).

Voir : http://www.insu.cnrs.fr/web/article/art.php?art=1410

[3] A ~7.5 Earth-Mass Planet Orbiting the Nearby Star, GJ 876

 E. J. Rivera, Observatoire de Lick, Université de Californie, Santa Cruz

télescopes participant au projet

 

  • Le télescope de 0,6 m de l’Observatoire de Perth (Bickley, Australie Occidentale)
  • Le télescope de 1,5 m de l’Observatoire de Boyden (Bloemfontein, Afrique du Sud)
  • Le télescope de 1 m de SAAO (Sutherland, Afrique du Sud)
  • Le télescope Danois de 1,5 m de l’ESO (La Silla, Chili)
  • Le télescope de 1 m de l’Observatoire Canopus (Hobart, Tasmanie, Australie)

Depuis 2005, PLANET collabore avec RoboNet, un réseau de télescopes robotiques de 2 m du Royaume-Uni, qui opère actuellement 2 télescopes : Liverpool au Roque de Los Muchachos, La Palma, Canaries, Espagne, et Faulkes North à Haleakala, Hawaii, USA ; et bientôt un troisième : Faulkes South à Siding Springs, Australie.

références

« Discovery of a cool planet of 5.5 Earth masses through gravitational microlensing » article publié dans le numéro du 26 janvier 2006 de la revue Nature.

contacts

Jean-Philippe Beaulieu

Institut d’Astrophysique de Paris

CNRS-UPMC-Paris6
98bis, bd Arago
F-75014 Paris

beaulieu@iap.fr
Tél. : 01 44 32 81 19
Fax : 01 44 32 80 01

Christian Coutures

Service de Physique des Particules

DAPNIA – DSM
Commissariat à l’Énergie Atomique
Centre d’Études de Saclay
F-91191 Gif-sur-Yvette cedex

coutures@iap.fr
Tél. : 01 69 08 37 48
Fax : 01 69 08 64 28

Pascal Fouqué

Laboratoire d’Astrophysique de Toulouse et Tarbes

UMR 5572-CNRS
Observatoire Midi-Pyrénées
Université Paul Sabatier – Toulouse 3
14, avenue Édouard Belin
F-31400 Toulouse

pascal.fouque@ast.obs-mip.fr
Tél. : 05 61 33 27 86
Fax : 05 61 33 28 40

Jean-Baptiste Marquette

Institut d’Astrophysique de Paris

CNRS-UPMC-Paris6
98bis, bd Arago
F-75014 Paris

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Fax : 01 44 32 80 01

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Jean-Philippe Beaulieu a donné un séminaire sur ce sujet à l’IAP, vendredi 27 janvier.

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