Planètes extra-solaires De leur naissance à leur détection
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- Claire Marchand
- il y a 6 ans
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1 Planètes extra-solaires De leur naissance à leur détection Xavier Delfosse Laboratoire d Astrophysique Observatoire de Grenoble Université J. Fourier CNRS Illustrations d artistes : Lynette Cook 1
2 Planètes extra-solaires Références : 2
3 Planètes extra-solaires Plan : Un peu Histoire Formation des planètes extra-solaire Méthode de détection Statistique des systèmes planétaires détectés 3
4 Un peu d histoire Babylone (-3000) Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne repérées comme des astres errants par rapport aux étoiles fixes. Nommées «chèvres sauvages» par les babyloniens, elles prennent le nom de «planètes» (littéralement vagabonds) sous les grecs. Aristote ( av JC) Espace fini et divisé en deux : monde supra et infra-lunaire - Sur Terre 4 éléments (terre, air, eau, feu) - Au delà de la Lune; un cinquième élément Une physique qui sera la base jusqu'à Galilée 4
5 Un peu d histoire Ptolémé ( ap JC) La Terre occupe une place centrale Les autres astres suivent des Combinaisons complexes de trajectoires Circulaires Un système amélioré par les astronomes arabes qui sera la référence pendant 1500 ans. 5
6 Un peu d histoire Une sphère des étoiles Dans cette vision la sphère des étoiles tourne autour de la Terre. Les étoiles ont un statut très différents de celui du Soleil. On ne peut imaginer des planètes tournant autour de ces étoiles. Une vision nouvelle de l'univers est nécessaire pour concevoir la possibilité d'existence de planètes autour d'autres étoiles. 6
7 Un peu d histoire Même parmi les voix discordantes des atomistes Epicure (~300 av JC) «Ce n est pas seulement le nombre des atomes, c est celui des mondes qui est infini dans l Univers. Il y a nombre infini de mondes semblables au notre et un nombre infini de mondes différents On doit admettre que dans tous les mondes, sans exception, des plantes et tous les autres êtres que nous observons...» Mais ce sont tous des mondes entourées de leur propres sphères des étoiles. Des systèmes au delà de «notre» sphère des étoiles 7
8 Un peu d histoire Fin du Moyen age Vie intellectuelle lancée par la création des universités. Renouveau de la discussion des idées (avec prudence, ne pas heurter le pouvoir religieux). Buridan (né en 1295 en France) : Evoque la possibilité d'autres mondes habités dans l'espace Thomas Bardwardine : possibilité que l'univers soit infini. Nicola De Cusa (prêtre ) : «De la docte assurance», écrit en 1440, publié en Le monde est infini et n'a pas de frontière. Donc pas de centre. La Terre ne peut occuper un centre. Convaincu que les astres sont fait de la même matière que la Terre, 8 et qu'ils sont habités d'être ni meilleurs ni pires.
9 Un peu d histoire Nicolas Copernic ( ) Fin du géocentrisme; le Soleil est placé au centre du système La Terre suit une trajectoire équivalente à celles des autres planètes Les preuves de ce système sont «partiellement» apportées par Galilée ( ) 9
10 Un peu d histoire Nicolas Copernic ( ) Fin du géocentrisme; le Soleil est placé au centre du système La Terre suit une trajectoire équivalente à celles des autres planètes Les preuves de ce système sont «partiellement» apportées par Galilée ( ) Geo-centrisme : Si on accepte le géo-centrisme, l'apparente fixité des étoiles ne peut s'expliquer que par leur distance très grande... Univers très vaste 10
11 Un peu d histoire Galilée ( ) satellites de Jupiter (astres médicéen) : maintenant appelé satellites galiléens. Un autre centre que la Terre est prouvée observationnellement. Les phases de Vénus : preuve que Vénus tourne autour du Soleil, rejette le modèle de Ptolémée. 11
12 Un peu d histoire Newton ( ) Les trajectoires des planètes sont causées par la même loi que la chute des corps sur Terre : la GRAVITE Ciel et Terre sont régis par les mêmes lois Plus aucun obstacle conceptuel à l'existence d'autres systèmes planétaires que le notre XVIII et XIXième siècle Mesure de la distance des étoiles = preuve qu elles sont similaires au Soleil Développement de la physique stellaire (initié par 12 Halley)
13 Un peu d histoire Mais il fallut encore attendre pour avoir la preuve observationnelles de la pluralité des mondes : Découverte d un disque proto-planétaire autour de l étoile Pictoris 1992 : Découverte de 3 planètes autour du pulsar PSR
14 Un peu d histoire 1995 : 51 Peg Découverte de la première planète extra-solaire autour d'une étoile de la séquence principale par les Suisses M. Mayor et D. Queloz à l Observatoire de Haute Provence 14
15 Un peu d histoire Aujourd hui : plus de 450 planètes extra-solaires détectées Dont certaines à peine plus massives que la Terre et «potentiellement» 15 habitables
16 Formation des planètes 16
17 Formation des planètes 17
18 Formation des planètes 18
19 Formation des planètes Disques de gaz autour d étoiles jeunes dans Orion et dans le Taureau 19
20 Formation des planètes 1./ formation du cœur par agrégation de matériaux solides Cœurs rocheux pour les planètes internes Cœurs de glaces pour les planètes externes 2./ accrétion du gaz, pour les planètes les plus massives 20
21 Formation des planètes 1./ formation du cœur par agrégation de matériaux solides Cœurs rocheux pour les planètes internes Cœurs de glaces pour les planètes externes 2./ accrétion du gaz, pour les planètes les plus massives 21
22 Formation des planètes 1./ accrétion du gaz sur la planète une fois le coeur «solide» formé : via des bras spiraux + formation de sillons 22
23 Formation des planètes 1./ accrétion du gaz sur la planète : via des bras spiraux 2./ Puis ouverture d'un sillon 23
24 Formation des planètes 1./ accrétion du gaz sur la planète : via des bras spiraux 2./ Puis ouverture d'un sillon 3./ Migration : la planète ne reste pas à une position constante durant ces phénomènes 24
25 Formation des planètes 1./ accrétion du gaz sur la planète : via des bras spiraux 2./ Puis ouverture d'un sillon 3./ Migration : la planète ne reste pas à une position constante durant ces phénomènes Cela peut être beaucoup plus compliqué si plusieurs planètes se forment dans le disques et interagissent entre elles. 25
26 Formation des planètes 26
27 Formation des planètes β Pictoris : disque déformé (présence d une planète?) 27
28 Formation des planètes: pour résumer 1./ formation du cœur par agrégation de matériaux solides (roches ou glaces) 2./ accrétion du gaz, pour les planètes les plus massives (si coeur > 10 MTerre ) 3./ compétition pour le gaz, entre les différentes planètes en formation dans le disque. Dans le temps... Planètes telluriques Géantes gazeuses Géantes de glace (Neptune-Uranus) 28
29 Formation des planètes: pour résumer Simulation de formations de planètes Si on domine tout les éléments : - Temps de formation des planétesimaux - Temps typique d'accretion - Vitesse typique de migration On peut simuler les formations de planètes et comparer aux planètes détectées (cf Mordasini et al. 2009) 29
30 Formation des planètes: pour résumer Simulation de formations de planètes 30
31 Formation des planètes: pour résumer Simulation de formations de planètes Si on domine tout les éléments : - Mais encore beaucoup des processus à l'oeuvre dans les disques, lors de la formation planétaire, sont mal connu : cf article d'a.crida et A.Morbidelli dans «Le Ciel à découvert» (édition du CNRS, sous la direction de J. Audouze). Ces travaux initient un domaine scientifique. Ils doivent être pris comme les premiers pas. Il faut détecter des planètes en nombre pour comparer leur distribution (en masse, périodes, excentricité, etc...) aux prévisions... 31
32 Détection des planètes extra-solaires 32
33 Détection des planètes extra-solaires 1 Imagerie directe : Il faut d'abord être capable de séparer l'étoile et sa planète : Pouvoir de résolution : capacité pour un télescope de séparer la planète de son étoile Télescope de 8m (VLT) en infrarouge (1.5 micromètre) : Pouvoir de séparation : seconde d'arc 33
34 Détection des planètes extra-solaires 1 Imagerie directe : Il faut d'abord être capable de séparer l'étoile et sa planète : Mais turbulence atmosphérique ~1 seconde d'arc. Il faut la corriger pour atteindre le pouvoir de résolution du télescope 34
35 Détection des planètes extra-solaires 1 Imagerie directe : Séparation d'un couple étoile-planète : sep[ ] = a[a.u.]/d[pc] (a = demi-grand axe de l'orbite; d = distance du système au Soleil) re Pour des planètes à plus de qq a.u. de leurs étoiles; le couple peut 35 être séparé avec des télescopes monolithique.
36 II. Détection des planètes extra-solaires 1 Imagerie directe : Contraste entre l'étoile et sa planète : 1./ Lumière réfléchie par la planète Plus une planète est lointaine, moins elle réfléchit de lumière de son étoile 36
37 Détection des planètes extra-solaires 1 Imagerie directe : Contraste entre l'étoile et sa planète : 2./ Emission thermique; la planète est chauffée par son étoile et ré-émet à une autre longueur d'onde Plus la planète est loin, moins elle ré-émet l'énérgie absorbée de son étoile. Mais à une longueur d'onde très différente le 37
38 Détection des planètes extra-solaires 1 Imagerie directe : Contraste entre l'étoile et sa planète : 3./ Une planète possède une énergie interne ---> contraction et sédimentation du coeur de la planète. EJUPITER/ESOLEIL = Jupiter émet plus d'énergie (dans l'infra-rouge) qu'elle n'en reçoit du Soleil D'autant plus grande que la planète est jeune : les planètes jeunes 38 sont plus faciles à détecter.
39 Détection des planètes extra-solaires 1 Imagerie directe : Contraste entre l'étoile et sa planète : 3./ Une planète possèdent une énergie interne (contraction du coeur) EJUPITER/ESOLEIL = Jupiter autour d'une étoile de type solaire Une planète telle que Jupiter autour d'un Soleil : au delà de 3 au la lumière réfléchie ou ré-émise par la planète est négligeable. L'énergie interne domine 39
40 Détection des planètes extra-solaires 1 Imagerie directe : Contraste entre l'étoile et sa planète : Une planète possèdent une énergie interne (contraction du coeur) Contraste étoiles et planètes (5Mj) pour des système à 10pc En fonction de l'étoile centrale : être capable de détecter un compagnon 1,5 à 100 millions de fois plus faible 40 A 10pc et plus, au delà de 0.05'' de séparation étoile-planète le flux intrinsèque domine.
41 II. Détection des planètes extra-solaires 1 Imagerie directe : Planètes à plusieurs A.U. de leurs étoiles : avec les télescopes monolithiques Image obtenue au VLT/NAOS d une étoile et de son compagnon naine brune (40-50 fois la masse de Jupiter) Jupiter autour d'un Soleil: Pas faisable aujourd hui, contraste en flux trop important et trop proche de l'étoile. Les systèmes d'optique adaptative actuels ne le permettent pas 41
42 II Détection des planètes extra-solaires 2.1 Imagerie directe : Cependant quelques cas très favorables : 2M1207 : un rapport de luminosité de «seulement» 100 Objet centrale naine brune; planète massive (7Mjup) Objet jeune Découverte avec le VLT par des chercheurs grenoblois 42
43 II Détection des planètes extra-solaires 2.1 Imagerie directe : Cependant quelques cas très favorables : Détection récente «probable» de planète géantes (5 à 8 masses de Jupiter) dans des disques de poussières (résidus de la formation planétaire) Fomalhaut : HST, Kalas et al Beta Pictoris : NACO/VLT, Lagrange et al. 2008,
44 II Détection des planètes extra-solaires 2.1 Imagerie directe : Cependant quelques cas très favorables : Détection récente de planète géantes (6 à 13 masses de Jupiter) autour d'une étoile massive (type spectral A) HR8799 : Marois et al (Keck et Gemini télescope) Les planètes autour de Beta Pictoris, Folmahaut et HR8799 sont dans des disques de débris «déformés» 44
45 II. Détection des planètes extra-solaires 2.1 Imagerie directe : Actuellement : planète très massive, jeunes et loin de leurs étoiles Vers ~2012 (SPHERE sur le VLT); un pas de plus pour détecter des Planètes avec un plus haut contraste de flux 45
46 Détection des planètes extra-solaires 2 Détection indirecte : planète et étoile tournent autour de leur centre de masse commun Système Soleil-Jupiter : le centre de masse est à l intérieur du Soleil mais pas en son centre L étoile subit un mouvement orbital détectable même si la planète est invisible 46
47 Détection des planètes extra-solaires 2 Détection indirecte : planète et étoile tournent autour de leur centre de masse commun Système Soleil-Jupiter : le centre de masse est à l intérieur du Soleil mais pas en son centre L étoile subit un mouvement orbital détectable même si la planète est invisible 47
48 Détection des planètes extra-solaires 2.1 Détection indirecte par astrométrie : Mesure du déplacement de l étoile dans le plan du ciel Valeur typique de ce déplacement : 0.01 milli-seconde d arc Angle sous lequel apparaîtrait, vu depuis la Terre, une pièce de 5F placée sur Jupiter 48
49 Détection des planètes extra-solaires 2.1 Détection indirecte : astrométrie Mesure du déplacement d une étoile par rapport aux étoiles du fond 49
50 II. Détection des planètes extra-solaires 2.1 Détection indirecte : astrométrie Mesure du déplacement d une étoile par rapport aux étoiles du fond 50
51 Détection des planètes extra-solaires 2.1 Détection indirecte : astrométrie : Mesuré pour la première fois en 2002 avec télescope Hubble (NASA-ESA), équipe USA-Grenoble-Genève Déplacement de 0.5 milli-seconde d arc (pièce de 2 euros placée sur La Lune) 51
52 Détection des planètes extra-solaires 2.2 Détection indirecte : vitesse radiale Mesure de la vitesse de l étoile dans l axe de visée Jupiter produit des variations de la vitesse du Soleil de 43 km/h 52
53 Détection des planètes extra-solaires 2.2 Détection indirecte par vitesse radiale 53
54 Détection des planètes extra-solaires 2.2 Détection indirecte : vitesse radiale 54
55 Détection des planètes extra-solaires 2.2 Détection indirecte : vitesse radiale 55
56 Détection des planètes extra-solaires 2.2 Détection indirecte : vitesse radiale Mesure de la vitesse radiale : par effet Fizeau- Doppler 56
57 Détection des planètes extra-solaires 2.2 Détection indirecte : vitesse radiale Mesure de la vitesse radiale : par effet Fizeau- Doppler 57
58 Détection des planètes extra-solaires 2.2 Détection indirecte : vitesse radiale Si précision de 1m/s requis : déplacement du spectre de λ /λλ = 1/(3.108 ) 58
59 Détection des planètes extra-solaires 2.2 Détection indirecte : vitesse radiale Si précision de 1m/s requis : déplacement du spectre de λ/λ = 1/(3.108 ) Extrêmement difficile, nécessite un spectroscope très stable Heureusement des milliers de raies disponibles dans le spectre optique
60 Détection des planètes extra-solaires 2.2 Détection indirecte par vitesse radiale Découverte en 1995 d une planète autour de 51 Pégase Observatoire de HauteProvence, équipe genevoise la moitié de la masse de Jupiter 20 fois plus proche de son étoile que la Terre ne l est du Soleil 60
61 Détection des planètes extra-solaires 2.2 Détection indirecte par vitesse radialec Dans le cas de systèmes multiples : plus complexes Eventuellement des interactions dynamiques compliquent le signal 61
62 Détection des planètes extra-solaires 2.2 Détection indirecte par vitesse radiale Etat des lieux et futur : Actuellement : HARPS ~1m/s sur le long terme Futur : ESPRESSO (VLT) ~10 cm/s SPIROU (CFHT) ~1m/s en infra-rouge 62
63 Détection des planètes extra-solaires 3 Détection par éclipse : La planète passe devant son étoile et en fait diminuer l éclat Ce sont des cas particuliers Plus probable si la période de la planète est très courte 63
64 Détection des planètes extra-solaires 3 Détection par éclipse (ou transit) : Permet de mesurer le rayon de la planète. Si masse déterminée (Vitesse radiale) ---> densité et donc «constitution» 64
65 Détection des planètes extra-solaires 3 Détection par éclipse : Permet la mesure du rayon de la planète Premier cas observé en 2000 équipe USA-Genève-Grenoble-Israel HD
66 Détection des planètes extra-solaires 2.3 Eclipses depuis l espace : Espace : satellites surveillant ~ étoiles; capable de détecter la passage d une Terre devant son étoile. COROT en 2006 (ESA); Kepler en 2010 (NASA) 66
67 Détection des planètes extra-solaires 3 Eclipses depuis l espace : COROT en 2006 (ESA); Kepler en 2010 (NASA) 67
68 Détection des planètes extrasolaires 4 Bilan : Detection directe OA Detec. directe Interferometrie Astrométrie Vr Transit micro-lentille 68
69 Détections de planètes extra-solaires 4 Bilan Paramètres mesurés Rayon (densité si masse connue par Vr) Période Transit Masse (densité si rayon connu par transit) Paramètres orbitaux (périodes, excentricité, etc...) Vr Astrométrie Détection directe Masse Paramètres orbitaux Données sur le spectre émis 69
70 Détections de planètes extra-solaires 4 Bilan Transit Vr Astrométrie Détection directe + - caractérisation physique structure et spectre - Efficace, couverture d un grand espace de paramètre - couverture d un grand espace de paramètre (complémentaire de Vr) -cas particulier (P court, planète chaude) -besoin de confirmation Vr Pas de caractérisation physique (besoin de transit) Pas de caractérisation physique (besoin d imagerie) - Information spectrale - Pas de mesure de masse - couverture espace paramètre - objets massifs (au moins complémentaire de Vr dans un 1er temps) 70
71 Statistiques des planètes détectées 71
72 Découvertes Planètes découvertes : Super-Jupiter (10-13Mjup) 15 planètes Géantes ( MJup) : Depuis 1995 >400 planètes Neptune (10-30 MTerre): Depuis 2004 ~24 planètes Super-Terre (2-10 MTerre): Depuis 2005 : ~25 planètes Nous «détectons» des planètes géantes autour de 6% des étoiles 72 observées
73 Découvertes Planètes découvertes : Super-Jupiter (10-13Mjup) 15 planètes Géantes ( MJup) : Depuis 1995 >400 planètes Neptune (10-30 MTerre): Depuis 2004 ~24 planètes Super-Terre (2-10 MTerre): Depuis 2005 : ~25 planètes Nous «détectons» des planètes géantes autour de 6% des étoiles 73 observées
74 Découvertes Jupiters Chauds Des planètes géantes très proches de leurs étoiles 1% des étoiles de type solaire hébergent un Jupiter chaud 20 fois plus proches de leurs étoiles que La Terre ne l est 74 du Soleil
75 Découvertes Jupiters Chauds et migration 1./ formation du cœur par agrégation de matériaux solides Cœurs rocheux pour les planètes internes Cœurs de glaces pour les planètes externes 2./ accrétion du gaz, pour les planètes les plus massives si le cœur fait plus que 10 Mterre (donc de glace) Le cœur des planètes les plus massives s est formé dans une zone externe 75
76 Découvertes Jupiters Chauds et migration La migration planétaire joue un très grand rôle dans la formation planétaire 76
77 Découvertes Statistiques : contraintes de la formation stellaires Planètes peu massives sont les plus nombreuses 77
78 Découvertes Statistiques : contraintes de la formation stellaires Planètes peu massives sont les plus nombreuses 30% des étoiles possèdent des planètes entre 2-3MTerre et 10 M période (P~20j)... Le système solaire n'en fait pas partie... Terre à courte Les systèmes planétaires sont très courants. La formation planétaire est plus efficace pour les petites planètes. Les Terres sont fréquentes? 78
79 Découvertes Les Super-Terres : Sur les 25 Super-Terres connues aujourd'hui : 15 ont été découvertes par la communauté française... >30% des étoiles de type solaires possèdent des super Terre à courte période 80% des Super Terre sont dans des systèmes Multi planétaires ; Contre 23% pour l'ensemble des planètes. Distribution bi modale des masses. 79
80 Découvertes Statistiques : contraintes de la formation stellaires Contrairement aux systèmes solaires : beaucoup de planètes excentriques Perturbation gravitationnelles planète-planète; ou rencontre avec des étoiles proches La distribution des excentricités des planètes différente de celle des étoiles Les perturbation gravitationnelles sont souvent plus importantes que dans la cas du système solaire 80
81 III. Découvertes 3.3 Statistiques : contraintes de la formation stellaires Les étoiles riches en métaux ont plus de planètes Rôle de la composition chimique sur la formation A priori, formation du cœur plus aisé dans les disques riches en métaux (plus de particules solides? ) 81
82 Découvertes Statistiques : contraintes de la formation stellaires Ligne continue : étoiles sans planète Ligne pointillée : étoile avec planète La composition chimique du disque joue un rôle essentiel pour la formation planétaire 82
83 Découvertes 3.3 Statistiques : contraintes de la formation stellaires Planètes en fonction de la masse de l'étoile centrale Pourcentage des étoiles avec des planètes massives 83
84 Découvertes Statistiques : contraintes de la formation stellaires Planètes en fonction de l'étoile centrale Autour des étoiles de type solaire : les planètes de M>0,5MJ dominent les objets découverts Autour des étoiles de très faible masse : les planètes de M<20MT dominent les objets découverts 84
85 Découvertes 3.3 Statistiques : contraintes de la formation stellaires Planètes en fonction de l'étoile centrale Peu de planètes massives autour des étoiles de très faible masse Mais beaucoup de petites planètes autour des étoiles de très faible masse La masse de l'étoile centrale est un paramètre qui joue un grand rôle pour la formation des planètes 85
86 Découvertes Statistiques : contraintes de la formation stellaires Rare!!! 86
87 Découvertes Statistiques : contraintes de la formation stellaires Grande diversité de planètes mais tout n existe pas Peu de planètes M>2.5MJup pour P<100jours Sauf dans les systèmes multiples Migration plus efficace pour M< 2.5MJup 87
88 Conclusions 88
89 Conclusions Nous commençons à avoir une «vue» de systèmes planétaires existants. Ils sont fréquents, voir très fréquents. Notamment les «petites planètes» Les systèmes planétaires dépendent : de la masse de l'étoile, de sa composition chimique. Notre système solaire n'est peut être pas typique (pas de SuperTerre à courte période, faible excentricité des orbites planétaire) 89
90 Conclusions Mais : La détection directe n'en est qu'à ses débuts : nous n'avons que peu d'idées de la fréquence des planètes à plus de ~10 ans de périodes La technique des vitesses radiales est surtout sensible aux courtes périodes. Notre connaissance des planètes de faible masse est circonscrites aux périodes de moins ~50j-100j 90
91 Conclusions Les détections par astrométrie (SIM/espace ou PRIMA/sol) et l'arrivée de systèmes d'imagerie extrêmement performant : devrait changer cette vision Vitesses radiales ultra-précises : vers la détection des planètes de la masse de la Terre à 1an de période... De quoi sont constitués ces planètes et autour desquelles pouvons nous espérer la présence de vie? Rendez-vous à 14h
92 II. Détection des planètes extra-solaires 2.1 Imagerie directe : Planètes proches de leurs étoiles : avec les interferomètres Obtention de résolution de quelques milli-arcsecondes 92
93 II. Détection des planètes extra-solaires 2.1 Imagerie directe : Planètes proches de leurs étoiles : avec les interferomètres Mais besoin aussi de mesurer de grands contrastes de luminosité Contraste attendue à 1.6 μm pour toutes les planètes aujourd hui connues à moins de 0.1 a.u. de leurs étoiles Pas encore faisable 93
94 II. Détection des planètes extra-solaires Détection indirecte : vitesse radiale Mesure de la vitesse radiale : par effet Doppler : 94
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105 Détection des planètes extra-solaires 2.2 Détection indirecte par vitesse radiale Extraire les paramètres orbitaux : Le fit permet d extraire : Période Masse (modulo sin i) Eccentricité Ouvre la porte aux études statistiques. 105
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