ASTRONOMIE ET ASTROPHYSIQUE. Patrick Boissé IAP et Université Paris VI. Compte-rendu par Benjamin Langlois du séminaire du 20/11/07

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1 ASTRONOMIE ET ASTROPHYSIQUE Patrick Boissé IAP et Université Paris VI Compte-rendu par Benjamin Langlois du séminaire du 20/11/07 Introduction : Pour donner un aperçu des recherches menées actuellement en astrophysique, deux thèmes d actualité seront introduits : les exoplanètes et l étude de l univers lointain par l analyse des spectres de quasars. Pour chacun d eux des aspects observationnels, théoriques ou de modélisation seront abordés. 1-Les exoplanètes : 1-1-Méthodes de détection : La détection directe d exoplanètes s avère très délicate car celles-ci sont relativement proches d une étoile. Ainsi, la lumière réfléchie par la planète est en grande partie masquée par la lumière émise par l étoile. Seules quatre des 252 exoplanètes détectées ont été observées directement par imagerie. Mais les autres méthodes employées ne permettent d accéder qu à un nombre restreint de paramètres caractéristiques de chaque planète : -La plupart de ces exoplanètes (239) ont été détectées par vélocimétrie Doppler. La présence d une planète en orbite autour d une étoile modifie son mouvement du fait des interactions gravitationnelles et donc modifie par effet Doppler les fréquences du rayonnement émis par l étoile. Cette méthode permet d accéder au paramètre M p sin(i) où M p est la masse de la planète et i est l inclinaison de l orbite définie sur la figure ci-dessous. vue de profil inclinaison i a p Figure 1 : schéma de détection d'une exoplanète On n obtient ainsi qu une masse minimale possible de la planète. C est pourquoi on détecte par cette méthode surtout des planètes massives et proches de l étoile. -24 planètes ont été détectées par la méthode par occultations ou transits (c'est-à-dire lorsque la planète passe devant son étoile et qu elle l occulte en partie) qui permet d accéder au rayon de la planète et de lever l ambiguïté sur l inclinaison i de l orbite. On observe ainsi des

2 planètes proches de leur étoile. Nous verrons plus loin que cette méthode permet aussi de recueillir des informations sur la présence et la composition d une éventuelle atmosphère. On peut remarquer que le croisement des données fournies par ces deux méthodes permet d obtenir la densité de la planète étudiée. -4 planètes ont été détectées grâce à un effet prédit par la relativité générale : les lentilles gravitationnelles. Cette méthode nous donne une densité de probabilité pour M p. -Une autre méthode utilise le chronométrage d étoiles pulsantes (5 planètes détectées). Figure 2 : Distribution des planètes en fonction de leur masse, le demi-grand axe de leur orbite ainsi que leur méthode de détection 1-2-Étude de la méthode de détection par occultation : Cette méthode repose sur la mesure de la variation de flux lumineux en provenance d une étoile lorsqu une planète passe devant celle-ci. Un ajustement de la courbe obtenue (voir Figure 3) permet d obtenir les valeurs suivantes : R p /R*, R*/a p et b z min où R* est le rayon de l étoile, R p celui de la planète et a p le demi-grand axe de l orbite. Il est à noter que ces valeurs ne dépendent pas des paramètres stellaires tels que l assombrissement centre-bord (le fait qu une étoile paraît plus brillante en son centre, car la température y est plus élevée). Par contre le flux lumineux dépend de la longueur d onde observée pour deux raisons. L intensité lumineuse émise par l étoile dépend bien sûr de la longueur d onde mais le rayon mesuré de la planète en dépend aussi si elle est dotée d une atmosphère. En effet, si certains composés sont présents dans l atmosphère de la planète, ils absorbent alors une partie du flux lumineux à certaines longueurs d onde. Ainsi, pour ces longueurs d onde, la planète occultera plus son étoile et paraîtra alors plus grande. Cette méthode permet donc, en comparant les rayons mesurés à différentes longueurs d onde, de déduire quelles longueurs d onde sont absorbées par l atmosphère de la planète et donc d éventuellement en déduire sa composition!

3 Figure 3 : Variation du flux lumineux reçu en fonction de la position de la planète 1-3-Relation avec d autres thèmes : L étude des exoplanètes peut concerner d autres thèmes importants en astrophysique tels que : -La théorie de formation des systèmes planétaires -Autour de quelles étoiles se forment les planètes? -La structure de ces planètes -L exobiologie 2-L Univers lointain sondé par les quasars : 2-1-Principe de la méthode : Un quasar est un objet stellaire, en général très lointain, source d un important rayonnement électromagnétique. Le rayonnement observé présente alors différentes bandes d absorption dues aux différents milieux traversés par l onde électromagnétique lors de son trajet du quasar jusqu au système solaire. Lors de l étude de ces raies d absorption, un phénomène à prendre en compte est le décalage vers le rouge des longueurs d onde observées (appelé redshift). Ce phénomène est dû à l expansion de l Univers. En effet, si l Univers s étend, alors la longueur d onde d une onde émise à un instant donné s étend aussi. Ainsi, plus une onde correspondant à un phénomène physique particulier a été émise longtemps avant l observation (c est-à-dire que le phénomène a eu lieu à une grande distance), plus cette longueur d onde nous paraîtra décalée vers le rouge (i.e. les longueurs d onde croissantes).

4 On peut alors directement relier le redshift à la distance à laquelle se trouve le milieu absorbant, voir Figure 4. Figure 4 : Décalage vers le rouge d'une raie d'absorption en fonction de la distance à l'observateur 2-2-Application à la détection et la caractérisation d objets astrophysiques : Une première application est la détermination de la composition chimique des galaxies ou des amas de gaz sondés par les quasars. En général les spectres obtenus comportent deux parties distinctes. Une appelée Forêt Lyman contenant, entre autres, les raies d absorption de l hydrogène et une autre contenant seulement des raies d absorption de métaux (voir Figure 5). Figure 5 : exemple de spectre d'un quasar

5 L hydrogène étant bien plus abondant que les autres éléments, la Forêt Lyman présente un très grand nombre de raies dues à l absorption par l hydrogène présent à de nombreux redshifts différents (mais bien sûr inférieurs au redshift du pulsar ce qui fait que la Forêt Lyman est une zone bornée). Ainsi il est délicat de tirer des informations claires de cette zone. Par contre, l étude du reste du spectre permet plus facilement la détermination de la composition chimique des milieux traversés ainsi que leur distance. De plus, la comparaison de spectre de quasars selon des lignes de visée proches permet d obtenir des informations sur la structure des objets sondés (des amas de gaz par exemple). 2-3-Application à l étude de la constance des constantes fondamentales : Une autre application de l étude d objets très lointains est l étude de la constance des constantes fondamentales. Par exemple l écart en énergie des doublets de structure fine des atomes peut être relié à la constante α=e²/(ħc). Les mesures montrent que la variation relative hypothétique de cette constante est inférieure à L étude des raies de H2 montre que la variation relative de la constante µ=m e /m p est au plus de l ordre de Conclusion : Les deux exemples abordés pendant le séminaire illustrent ainsi la variété des thèmes d actualité en astrophysique : planétologie et exoplanètes, formation, dynamique et caractérisation de systèmes stellaires ainsi que la cosmologie.

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