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       - Les premières nouvelles planètes, avant les autres  
    Hors série - Science & Vie - 1996-09-01      
    Pour l'instant des géantes, dans peu de temps des Terre. Les astronomes qui se spécialisent dans la recherche de planètes extra-solaires n'en doutent pas : en poussant les techniques actuelles à leur maximum, ce sont des dizaines de planètes inconnues qu'ils vont pouvoir détecter.  
    Il n'y a guère de risque de se tromper : le XXIe siècle sera celui des nouvelles planètes. Depuis 1995, la liste des étoiles qui, de façon à peu près sûre, en abritent, ne cesse de s'allonger. 51 Pegasus, 47 Ursa Major, 70 Virginis, Tau Bootis, Rho Cancri, Lalande 21185, on en compte six aujourd'hui. Demain, il y en aura beaucoup plus.  
    Trouvera-t-on d'autres Terre ? C'est possible si l'on dispose des instruments appropriés. Pour l'heure, les seules planètes décelables, et encore, indirectement, sont des planètes géantes.  
    Bien que toute récente, la recherche de planètes extra-solaires a déjà une histoire dont les débuts remontent à 1984. C'est en effet l'année où le satellite infrarouge Iras effectue la première détection de matière froide autour d'étoiles. On pense alors aussitôt à la possibilité de systèmes protoplanétaires. L'intuition se confirme l'année suivante, quand deux astronomes américains réussissent à produire la première image d'un disque de poussières autour de Bêta Pictoris, l'une de ces étoiles à excès IRAS, c'est-à-dire à fort rayonnement infrarouge.  
    Cette image fut le point de départ d'un travail d'observations et de modélisations. Il se poursuit encore. On a découvert que ce disque ne contenait pas que des poussières, mais aussi du gaz et probablement des gros cailloux de plusieurs kilomètres de diamètre, peut-être même, nous le verrons plus loin, une planète. Selon les théoriciens, ces cailloux - comètes ou planétésimaux - ont peuplé, par centaines de milliards, notre système solaire lors de sa formation.  
    Dans le même temps, on a étudié les environnements d'autres étoiles : des étoiles à excès IRAS, et aussi des étoiles jeunes, précurseurs des Soleil, comme les T-Tauri. In fine, toutes ces études poursuivent un même but : évaluer la probabilité d'apparition de systèmes planétaires. Est-elle importante ou au contraire faible ? Réponse dans des dizaines d'années. En attendant, nous n'en sommes qu'à collecter les premières observations, à rassembler les pièces du puzzle …  
    L'une d'elles nous est venue en 1993, avec la découverte de plusieurs planètes autour d'un pulsar, PSC1257+32. Une nouvelle qui fut d'abord accueillie avec circonspection. Quelque temps plus tôt, en effet, il avait fallu démentir une détection semblable, trop vite annoncée. Cette fois-ci, les faits semblent solides, ce qui ne simplifie d'ailleurs pas les choses. Le contexte de formation de ces planètes ne peut être que très différent de celui qui a abouti au système solaire. Quel rapport existe-t-il entre ces objets ?  
    En fait, chaque découverte nous conduit de surprise en surprise. On a trouvé de la matière là où l'on n'en attendait pas, et sous une forme imprévue. Aucun des modèles d'explication de la formation de notre système solaire, et par extension - peutêtre un peu rapide - des systèmes planétaires en général, n'avait envisagé de tels cas … Les astronomes manquaient-ils à ce point d'imagination ? Non, ils "collaient" simplement à la réalité qu'ils observaient à un moment donné.  
    Même mal comprises, ces données observationnelles sont précieuses. Complétées par toutes celles que nous livreront les années futures, elles feront naître des théories plus diversifiées de formation et d'évolution des systèmes planétaires, puis des planètes.  
    Si ces dernières sont difficiles à détecter, c'est qu'à la différence des étoiles, elles n'ont pas d'énergie propre. Elles ne font que renvoyer une fraction de la lumière de l'étoile autour de laquelle elles gravitent et sont donc beaucoup moins lumineuses que celle-ci. Jupiter, par exemple, la plus grosse planète du système solaire, est 100 fois moins brillante que le Soleil. La planète géante fait tout de même beaucoup mieux que notre petite Terre qui, elle, l'est 5 milliards de fois moins. Reste que, quand on regarde un système étoile-planète, l'éclat de la planète est complètement noyé dans celui de l'étoile. C'est une première difficulté.  
    Ce n'est pas la seule. Prenons une étoile dans la proche banlieue du Soleil, distante, disons, d'une trentaine d'années-lumière. Dans ces conditions, l'angle qu'elle va former avec une planète éloignée d'elle de 150 millions de km, sera inférieur à 0,1 seconde. Un tel angle est celui sous lequel on verrait une pièce de 10 centimes située à 10 km du point où l'on se trouve. Observées de la Terre, une étoile et ses planètes sont donc presque confondues dans le ciel. Les performances de nos meilleurs instruments, qu'il s'agisse des coronographes qui permettent d'obtenir un contraste optimal ou des systèmes d'optiques adaptatives qui font gagner en résolution angulaire, sont encore insuffisantes.  
    Certains pensent toutefois que ces techniques n'ont pas encore rendu leur maximum. Dans cette logique, plusieurs méthodes sont proposées. Elles sont basées sur des super systèmes d'optiques adaptatives.  
    La combinaison de la lumière d'un même objet arrivant sur plusieurs télescopes optiques espacés de quelques dizaines ou centaines de mètres procure une résolution angulaire égale à celle d'un gigantesque télescope. Sa taille serait l'écart entre les télescopes. Le gain en résolution est un atout majeur pour la détection des planètes. A cette fin, la NASA ou l'ESO ont fait de l'utilisation en mode interférométrique de leurs futurs télescopes (Keck et VLT) un objectif prioritaire.  
    L'interférométrie avec ces grands instruments commencera bientôt. avant la fin du siècle. On en est aujourd'hui à définir la stratégie d'observation : le meilleur domaine de longueur d'onde, la méthode de détection la plus appropriée (astrométrie, détection directe, etc.). Avec cette technique, on pourra détecter les planètes géantes depuis le soi.  
    Celles de type terrestre ne pourront l'être, elles, que depuis l'espace. C'est l'objectif de DARWIN, un ambitieux projet européen, qui prévoit l'installation d'un réseau de télescopes à quelques Unités astronomiques de notre planète. Ce réseau fonctionnera en mode coronographique, dans l'infrarouge thermique, vers 10 microns. A cette longueur d'onde, le contraste de brillance entre la planète et l'étoile est en effet 100 fois plus faible que dans le domaine optique. DARWIN, s'il est réalisé, ne se limitera pas à la découverte de Terre lointaines. Quand il en trouvera une, il y cherchera aussi des traces d'oxygène, premier signe détectable d'une éventuelle vie extraterrestre …  
    Ceci pour le futur. Pour l'heure, les astronomes ne disposent encore que de méthodes de détection indirecte. Elles sont moins spectaculaires, mais plus à la portée des instruments disponibles. Leur principe est de déceler de très petites variations d'éclat, de position, ou de vitesse de l'étoile autour de laquelle gravite la planète. Ces variations, provoquées par l'action perturbatrice de cette dernière sur l'étoile, permettent de caractériser la planète. L'amplitude des variations dépend en effet de la taille ou de la masse de celle-ci, tandis que leur fréquence ou leur périodicité dépendent de sa distance à l'étoile.  
    Par exemple, si le système étoile-planète est favorablement orienté par rapport à l'observateur terrestre (ligne de visée passant dans le plan de l'orbite de la planète), chaque passage de la planète devant l'étoile provoque une légère diminution de l'éclat stellaire. Cette diminution est très faible : l'éclat se réduit de 1/100e pour une planète géante, et 1/10'000e pour une planète tellurique. De surcroît, le phénomène est fugace. Il ne dure que quelques dizaines d'heures, chaque année pour une planète comme la Terre, tous les 12 ans pour une planète comme Jupiter !  
    E n pratique, cette méthode photométrique nécessite donc des instruments très précis et beaucoup de temps de télescope. Elle est à la portée de la technologie actuelle, mais seulement pour les planètes géantes. Elle a récemment permis d'en soupçonner une autour de Bêta Pictoris, ce que des observations ultérieures devront confirmer. Dans l'avenir, pour accroître nos chances de détecter en photométrie des planètes géantes, il faudra surveiller un nombre suffisamment élevé d'étoiles : plusieurs centaines, voire plusieurs milliers.  
    Sous l'influence gravitationnelle de la planète, l'étoile décrit une trajectoire elliptique autour du centre de gravité du système étoile-planète. Cette ellipse est parcourue en un temps égal à la durée d'une révolution.  
    Pour un observateur lié à la Terre, cela se traduit par de lentes et légères variations de position de l'étoile. Ces dernières sont associées à des variations tout aussi lentes et infimes de sa vitesse, si le plan du système étoile-planète n'est pas perpendiculaire à la ligne de visée. En mesurant le déplacement de l'étoile (par astrométrie), ou sa vitesse (par spectroscopie), on peut ainsi détecter une planète perturbatrice, et déterminer certaines de ses caractéristiques.  
    Là encore, l'extrême précision est de règle. En astrométrie, il faut parvenir à 500 microsecondes d'arc pour détecter une planète comme Jupiter autour d'un Soleil situé à 30 années-lumière. Pour une Terre, il faut descendre en dessous de la microseconde d'arc, ce dont les techniques ne sont pas pour l'instant capables. L'astronome américain G. Gatewood, et d'autres avec lui, pensent toutefois que la précision de nos instruments est suffisante pour détecter des Jupiter. Il a d'ailleurs tout récemment annoncé la détection, par cette méthode, d'une nouvelle planète géante de masse comparable à la plus grosse de notre système solaire. Elle orbiterait à quelque 2,5 Unités astronomiques autour d'une étoile nommée Lalande 21185 …  
    Sous l'influence de Jupiter, la vitesse du Soleil varie d'environ 13 mètres par seconde en 12 ans. La présence de la Terre, quant à elle, la fait varier de quelques centimètres par seconde en un an. Depuis une dizaine d'années, des équipes disposent de spectrographes capables de mesurer les vitesses avec une précision de I 5m/s, un ordre de grandeur compatible avec la détection de planètes géantes. Jusque récemment, cette méthode n'avait rien donné. On en était même venu à penser que l'existence de planètes autour d'étoiles devait être un phénomène rare. On comprend ainsi l'effet produit par l'annonce, fin 1995, de la première détection obtenue par la méthode des variations de vitesse : la planète en question, d'une masse comparable à celle de Jupiter, orbite autour de 51 Pegasus, à 0,05 Unité astronomique de l'étoile, soit moins de 10 rayons stellaires.  
    Cette observation, faite par les deux astronomes suisses Michel Mayor et Didier Queloz, a été très vite confirmée par les Américains Marcy et Butler, deux adeptes passionnés de recherche de planètes par cette technique. Se replongeant alors dans toutes leurs données, ils y trouvent des variations interprétables dans les mêmes termes autour de deux autres étoiles, 70 Virginis et 47 Ursa Major …  
    Le cas de 51 Pegasus fut aussi un pavé dans la mare. Question embarrassante : comment une planète aussi massive peut-elle se trouver aussi près de l'étoile ? Selon les théoriciens, il est impossible que la planète se soit formée là où elle se trouve aujourd'hui. L'aurait-elle fait plus loin, puis se serait-elle rapprochée de l'étoile ? Combien de temps faudra-t-il pour répondre à ces questions ? Beaucoup, sans doute …  
    Autre question : aucune de ces planètes, il faut le constater, ne ressemble à celles qui nous entourent. Le système solaire est-il un cas typique ou au contraire très peu courant ?  
    Une dernière technique repose sur les effets de lentille gravitationnelle. Comme tous les objets massifs, une planète peut amplifier la lumière d'une étoile très lointaine quand elle passe devant elle. Lorsqu'un système étoile-planète passera devant un objet plus lointain, on pourra observer un double phénomène de lentille : l'un dû à l'étoile, et l'autre, beaucoup plus bref et plus faible, dû à la planète.  
    On envisage donc de surveiller en photométrie un très grand nombre d'étoiles lointaines et de guetter d'abord des phénomènes de lentille dûs à des étoiles plus proches. Lorsqu'une telle amplification sera détectée, l'alerte sera aussitôt donnée. Il faudra alors suivre le phénomène d'heure en heure afin de détecter la très faible amplification due à la planète. On n'aura pas droit à l'erreur : le phénomène ne durera que quelques heures, et une fois passé, ne se reproduira plus. Frustrant ? Pas vraiment. Par cette seule amplification, on aura des indications sur la masse de la planète et sa distance à l'étoile. Quant aux chances d'observer de tels effets, les spécialistes estiment qu'en examinant, pendant huit ans, des régions du ciel très peuplées comme celles que l'on a en direction du bulbe de la galaxie, on devrait détecter plusieurs centaines de planètes géantes et quelques dizaines de planètes telluriques.  
    Toutes ces méthodes indirectes requièrent un suivi des étoiles candidates sur de très longues périodes : plusieurs mois ou plusieurs années. Pour avoir de bonnes chances de détection, on devra suivre le plus grand nombre d'étoiles possible, en monopolisant des télescopes pendant de longues périodes d'observation. Conséquence logique : les méthodes qui se satisfont de télescopes de taille modeste, disons de la classe des 2 mètres, relativement plus "disponibles" que les instruments de 4 ou 8 mètres, seront probablement les plus fructueuses dans les années à venir.  
    On le voit, les idées ne manquent pas pour détecter les planètes. Devrait-on préférer une méthode aux autres ? Non, car elles sont complémentaires. Chacune, prise isolément, ne permet pas, en général, de lever toutes les ambiguïtés. Avec la spectroscopie, par exemple, on ne peut accéder directement à la masse de la planète, mais à sa masse multipliée par un facteur dépendant de l'orientation du système par rapport à l'observateur. Or, ce facteur est le plus souvent inconnu. Sans renseignements complémentaires sur l'orientation du système, on ne peut donc conclure de façon certaine à la détection d'une planète. C'est ainsi que l'on suspecte maintenant le compagnon de 70 Virginis d'être beaucoup trop massif pour une planète. Une naine brune, peut-être ? … De plus, les diverses méthodes sont sensibles, de manière différente, à la géométrie des systèmes planète-étoile par rapport à l'observateur e par exemple, un système vu par le pôle ne sera pas détecté en spectroscopie.  
    On le constate : les planètes extra-solaires sont à la portée des télescopes, petits ou grands, actuels ou à venir, au sol ou dans l'espace. Celles que l'on vient de trouver bouleversent déjà les idées que l'on avait sur les systèmes planétaires, et il faut s'attendre à de nouvelles surprises …  
    Les théoriciens vont donc devoir s'atteler à trouver des modèles expliquant le mieux possible une diversité que l'on ne soupçonnait pas …  
                  
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