A la recherche des exo-planètes… Marc OLLIVIER Institut dAstrophysique Spatiale dOrsay

A la recherche des exo-planètes…

Marc OLLIVIERInstitut d’Astrophysique Spatiale d’Orsay

2Journée X-ENS-UPS de Physique - 11 mai 2007 - M.O.

Un peu d’histoire… 1 : L’ère des intuitifs

• Epicure (~ -300) : Adresse à Hérodote “Ce n’est pas seulement le nombre des atomes, c’est celui des

mondes qui est infini dans l’Univers. Il y a un nombre infini de mondes semblables au nôtre et un nombre infini de mondes différents [...] On doit admettre que dans tous les mondes, sans exception, il y a des animaux, des plantes, et tous les êtres que nous observons […]”

• Giordano Bruno (1600) : L’infini, l’Univers et les mondes

• Huygens (1629-1695) :“N’hésitons pas, nous, à admettre avec les principaux

Philosophesde notre temps, que la nature des étoiles et celle du Soleil est la même.D’où résulte une conception du monde beaucoup plus grandiose que cellequi correspond aux vues antérieures plus ou moins traditionnelles. Carqu’est-ce qui empêche maintenant de penser que chacune de ces étoiles ou Soleils a des Planètes autour d’elle et que ces planètes à leur tour sont pourvues de Lunes ?”


Un peu d’histoire : 2 : l’ère des observateurs

• 1931 : Berman : m= 45Mj

• 1960 : Van de Kamp : étoile de Barnard

• 1985 : Mc Carthy et al. : Van Biesbroeck 8 B

• 1981 : pictoris

• 1992 : Wolszczan : PSR 1257 +12

• 1995 : Walker : rien en dessus de 3 Mj autour de 21 étoiles

• 1995 : Mayor et Queloz : 51 Pégase


51 Pégase


Etoile ou planète ?Physique gouvernée principalement par la masse des objets

- Gravitation- Processus nucléaires

Masse

cycle p-p cycle CNO

1.5-2 M

13 Mjup

(0.013 M )

Fusion du deutérium

Naines brunes:rayon M-1/3

Planètes

10 M

Accrétion du gaz

GéantesTelluriques

Planète : impossibilité de fusionner le deutérium

Fusion de l’hydrogène

Etoiles :rayon M

80 MJup (0.08 M)


Comment rechercher et étudier d’autres

planètes ?

Une nouvelle science : l’exoplanétologie


Résoudre l’équation de Drake

• Equation de Drake

1011

• 2 approches- Globale : SETI

-> N "bruyantes" = Ncivil . F "bruyante"- Pas à pas

€

Ncivil = N* . Fpl . Fhabit . Fvie . Fcivil .Tcivil

T*


L’approche SETI

• Conséquences immédiates si réussite• Absence de signification de l’absence de signal


Exo-planétologie : Stratégie « pas à pas »

� Recherche de planètes géantes (1995-2010) : Vélocimétrie Doppler, Astrométrie, transits (sol)


Détecter indirectement une

exoplanète

Op (mp) G Os (ms)

GOp =ms

ms +mp

OsOp

L’étoile tourne autour de G

Astrométrie Mesure des vitesses radiales


Astrométrie

€

δθ =a*

D=

mp

m*

.ap

DObjet a*(r§ ) δθ à 5 pc (mas) δθ à 10 pc (mas) δθ à 15 pc (mas)Jupiter 1.07 1.00 0.50 0.33Saturne 0.59 0.55 0.27 0.18Neptune 0.33 0.31 0.15 0.10Uranus 0.18 0.17 0.08 0.06Terre 6.5 10-4 6.0 10-4 3.0 10-4 2.0 10-4


Mesure des vitesses radiales

•Indétermination sur la masse (sin(i))

δVr =

2π

T.mp

ms

.sin(i).ap ≈2π

T

⎛

⎝ ⎜

⎞

⎠ ⎟

1/ 3

.mp

ms2 / 3

.sin(i)

•Plus sensible à mp élevée

•Plus sensible à T petite

•Excentricité déduite de l’écart à l’harmonicité

•Valable pour mp<< ms

phase orbitale

l’étoile s’éloigne

l’étoile s’approche

Effet Doppler-Fizeau

planète

observateur


Mesure des vitesses radiales

Limite actuelle (HARPS) ~ 1m.s-1

mp(m⊕) ap(u. )a a* (r§) T (jours) δVr (m.s-1)

J upiter 317,83 5,2 1,07 4332,6 12,5Saturne 95,15 9,54 0,59 10759,2 2,8Uranus 14,54 19,18 0,18 30685,4 0,3Neptune 17,23 30,06 0,33 60189 0,28Terre 1 1 6,5 10-4 365,25 0,0951 Peg B 130 0,05 0,004 4,23 50,2


Des planètes par dizaines25/04/2007

• 212 systèmes planétaires

m(m) a(u.a) p(j)b 10.49 0.O785 8.667c 12.08 0.186 31.56d 18.43 0.63 197.6

• 227 planètes (~215 par VR)

• 22 systèmes multiples : ex : HD 69830

Environ 4000 étoiles surveillées : - naines FGKM essentiellement (3000 K < T < 7500 K)- échantillonnage temporel variable- plusieurs équipes avec redondance


Distribution en masses(Etoiles + naines brunes + planètes)

• Distribution bimodale étoiles- planètes

• « Désert » des naines brunes (20 MJup < M < 50 MJup) processus de formation différents pour étoiles et planètesPlanètes

Etoiles

NainesBrunes

• M = 10 Mjup : limite entre les deux processusSantos et al., 2002


Distribution en masse des exoplanètes

Limitée aux planètes géantes (cf. limitations de la méthode)

Distribution piquée vers les faibles masses


Distribution en distance des exoplanètes

•Planètes à très courte distance : les « Jupiters chauds »


Mécanismes de migrations d ’orbites

Nelson et al., 2000

Bryden et Lin


Relation masse - distance


Excentricité des exoplanètes


Metallicité d ’une étoile

• H (X), He (Y), et les métaux (Fe ou Z) : Z : metallicité

Metallicite = Fe/ H[ ] =log

[Fe][H] sol

[H][Fe] sol

⎛

⎝ ⎜

⎞

⎠ ⎟

• Pour le soleil, Z = 0.02

• X+Y+Z = 1 (par définition)

• Par commodité, on appelle aussi « métallicité »


Métallicité et exoplanètes

• Après correction des biais : métallicité plus élevée pour les étoiles à planètes• Observation compatible avec un modèle par accrétion de planétésimaux et formation de planètes géantes

• Conséquences sur la formation des planètes telluriques ?


Nature des exoplanètes


Les Planètes-Océans ?

1.00

0.55

e 20 km

TerrePlanète-Océan

de 6 MTerre

1.24

0.69

e 100 km

R / RTerre =

2.00

1.63

0.85

Planète rocheuse

de 6 MTerre

eau liquide (océan)

glace hte pression

roches (silicates)

métaux (Fe + Ni)

Léger et al.2004




� Recherche de planètes telluriques (2006-2013): - Microlentillage gravitationnel- Transits depuis l’espace (COROT, Kepler)


Microlentillage gravitationnel

€

=4G M

c2 r=

2Rs

r r

M


Microlentillage gravitationnel (2)

Nom : OGLE-05-390L b découverte en 2005 par Beaulieu et al. Masse : 0.018 (± 0.01) MJ (5.8 M )Distance de la planète. (proj.) : 2.6 AUPériode orbitale : 3800 jours

€

A =u2 + 2

u u2 + 4avec u = θS−L / θE

€

θE =4G M

c2.

dLS

dL .ds

⎛

⎝ ⎜

⎞

⎠ ⎟

1/ 2

Si la lentille est multiple …


Observation des transits

Concerne uniquement les systèmes observés par la tranche, pour lesquels les planètes

peuvent occulter partiellement leur étoile centrale.

Mercure : 7 mai 2003vue par SOHO

Venus : 8 juin 2004


Observation des transits (2)


Le cas HD209458b

Charbonneau et al., 2000

Brown et al., 2001


Observation des transits : intensité de l’extinction

€

ΔF

F=

Fétoileavant transit −Fétoiledurant transit

Fétoileavant transit

=Surfplanète

Surfétoile

=Rp

R*

⎛

⎝ ⎜ ⎜

⎞

⎠ ⎟ ⎟

2

L’intensité de l’extinction donne le diamètre de la planèteNécessité d’une photométrie précise pour les planètes telluriques : Photomètre spatial

= -

Objet ΔF/FJupiter ~10-2

Terre ~10-4


Observation des transits : durée du transit

€

DT =P

π.R

*a

Observation en continu avec échantillonnage temporel de quelques minutes sur la période de révolution

Objet Duréejupiter chaud ~ 3 heuresTerre ~ 14 heuresJupiter ~ 30 heures


Observation des transits : probabilité de voir le phénomène

€

proba =R

*a

Probabilité « correcte » pour les objets chauds, plus faible pour les objets lointains Nécessité d’observer simultanément beaucoup d’objets

On suppose les orientations équiprobables

Objet Probabilitéjupiter chaud ~ 10 %Terre ~ 0.5 %Jupiter ~ 0.1 %


COROTJean-Baptiste Camille COROT

(1796-1875)

COnvectionROtationTransits


COROT en bref

• « Petite » mission CNES (MO) + Belgique + Allemagne + Autriche + Espagne

+ Brésil+ ESA

• 3ème mission PROTEUS (minisat)• Double programme : astérosismologie ET

recherche de planètes extrasolaires • Lancement 27 décembre 2006 : Soyouz

Starsem 2b depuis Baïkonour• Orbite polaire circulaire à 896 km

d’altitude• Durée nominale : 2.5 ans


Le cœur des étoiles

Très probablement différent de celui du Soleilselon la masse, l’âge, la composition chimique….

Soleil

Géante

Grande masse

Structure interne gouvernée(entre autres) par le

problème du transport de l’énergie


Des vibrations “propres” globales

Des “ondes” observées en surface…

QuickTime™ et undécompresseur GIF

sont requis pour visionner cette image.

QuickTime™ et undécompresseur GIF


Amplitude grossie un million de fois !!!


Des vibrations “propres” globales

… mais des “ondes” qui se propagent du centre à la surface


Astérosismologie

cen (Obs de Genève)


L’instrument COROT (1)

QuickTime™ et undécompresseur VidÈo MPEG-4



L’instrument COROT (2)


Le satellite COROT

Alcatel Alenia Space / JL Bazile 2006


La mission COROT

QuickTime™ et undécompresseur codec YUV420



De la photométrie au transit

photométrie chromatique

Transit : ΔF/F achromatique≠ activité stellaire


COROT : Bi-prisme

Objectif dioptrique

Sismo CCD

Exo CCD

Biprisme


Images stellaires

Images sismo blanches images exo dispersées


+

BleuVert

Rouge

+

Photométrie chromatique


Construction des fenêtres

1 CCD = 6000 étoiles1 champ = 12000 étoiles256 masques génériques/CCD

12000 courbes de lumière en 3 couleurs

1 courbe = 5 mois 1 point /512 s25000 points / courbe


Recherche des transits dans les courbes de lumière

5 rayons terrestres

2 rayons terrestres


Problème des faux positifs

Binaire à éclipses rasantes

Transit d’une naine devant une géante

Binaire à éclipses de fond

+ Observations complémentaires (vitesses radiales, photométrie…)


Comment va COROT ?(sismo)


Comment va COROT ?(exo)


Et ensuite ?


KEPLER - 2008 (NASA)

Télescope de 80 cm

3 ans sur le même champ

100000 étoiles


Méthodes indirectes : résumé

Astrométrie -> planètes géantes

lointaines

Vitesses radiales -> planètes géantes

proches

Transits -> planètes géantes et telluriques proches




� Recherche de planètes telluriques (2006-2013): Transits depuis l’espace (COROT, Eddington, Kepler)

Detections indirectes

� Etude des atmosphères (2015 - 2025) :

� Etude de l’habitabilité (2025) : Detections directes


Première image d’un autre système planétaire

Chauvin et al. 2005


Détection directe d ’une planète extrasolaire tellurique

~ 0.1 arcsec Problème #2

Problème #1 7.10 6

5.10 9


Choix du domaine spectral Visible / proche IR IR Thermique

0.5 - 2 m 6 - 20 m

Planet. Flux = 0.3 ph m-2 s-1

F*/Fpl = 5.109 Planet. Flux = 10 ph m-2 s-1

F*/Fpl = 7.106


Signatures spectrales Vis/ proche IR

H2O

CO2

O3

CH4

0.6 0.52 1

Longueur d’onde (m)

D ’après Des Marais et al. 2002

Resolution

10, 20, 32, 29, 57

72, 69, 54

5

11, 10, 19, 17, 35, 37

16, 11, 34, 40

5000 10000 15000 20000

O2


Signatures spectrales infrarouges

Selsis, ESA SP 518, 2002

H2O

CO2

(50 mbar)

CO2

O3

CO

NO2

NO

N2O

SO2

CH4

NH3

6 5

CO2

(1 bar)

20 10Longueur d’onde (m)

Resolution10, 20, 10, 253, 20, 2563, 20, 205030100173, 344, 16, 194, 16, 19, 20, 20


Un problème de résolution

Diamètre ~ 2.4 f/D


Observer dans le Vis/NIR

0

0

Télescope classique + Cororagraphe à 4 quadrants (Rouan et al.)

Pupille apodisée (Spergel)Pupille carrée (Niesenson)D = 1 5 m


L’interféromètre de Bracewell (1978)

Recombinaison

T2T1

DD.sinθ

θEtoile

Planète

+

1 arcsec

=10m, D=10m, θ=0.1 arcsec


L ’interféromètre de Bracewell (2)

Carte de transmission chromatique -> signal monochromatique modulé

Système disperseur -> detection multiplexée


La mission Darwin/TPF

Collaboration ESA/NASA ?

Initiée en Europe en 1993

Détection + spectroscopie de planètes telluriques autour des étoiles proches vers 2025


« produits » scientifiques de Darwin

(D’après Mennesson et Mariotti 1997)

« Imagerie » Analyse spectrale


Le banc de test de l’IAS


Imagerie directe ?

64 x 64 -> 3200 pxRes = 10-7 arcsec -> 1800 km ; surf =20000 m2 (10 tel de 50 m)

Temps de mesure ~ 15 min - 45 min


Imagerie directe (2)

1024 x 1024 ->825000 pxRes = 0.6 10-8 arcsec -> 30000 km : surf =5 000 000 m2 (2500 tel de 50 m)

Temps de mesure ~ 20 min - 1 h


A suivre…


Recherche des transits dans les courbes de lumière

-Filtrage fréquentiel (fenêtre de Hanning)-Corrélation avec un peigne, période et phase variables-Détermination des paramètres optimaux-Critères de détection en S/B


Détectivité dans le Vis/procheIR

Composé

H2OCO2

02

CH4

N2O03

Abondance terrestre

8000 ppm355 ppm

21 %2 ppm

300 ppb6 ppm

Seuil de détection

10 ppm100 ppm

few %5 ppm

300 ppb1 ppm

Des Marais et al. 2002

Mais résolution spectrale minimale ~ 70 + S/N ~ 25

OBLIGATOIRESRetour


Détectivité dans l ’IR thermique

Composé

H2OCO2

03

CH4

N2ONO2

NH3

Abondance terrestre

8000 ppm355 ppm

6 ppm2 ppm

300 ppb1-0.1 ppb0.01 ppb

Seuil de détection

ppmppmppm

10 ppm10 ppm100ppb10 ppm

Selsis et al. In pressDes Marais et al. 2002

Documents

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