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OGLE-2005-BLG-390Lb

Par Pascal Fouque - 26/01/2006

 

Découverte d’une exoplanète similaire à la Terre

Dr. Pascal Fouqué, Laboratoire d’Astrophysique de Toulouse

Champ de l’étoile OGLE-2005-BLG-390 dans le Bulbe Galactique. La flèche verte indique la position de l’étoile-source, dont l’éclat a été amplifié par le passage entre cette étoile et l’observateur d’une étoile invisible qui en a focalisé la lumière par gravité (on l’appelle ainsi étoile-lentille). En étudiant l’amplification de la lumière dans le temps, le groupe PLANET a pu montrer que l’étoile-lentille était accompagnée d’une planète, très vraisemblablement d’une masse de l’ordre de 5 masses terrestres. On notera aussi 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 Daniel Kubas (ESO Chili).

Les astronomes de la collaboration PLANET (Probing Lensing Anomalies NETwork, dirigée par le Dr. Jean-Philippe Beaulieu, Institut d’Astrophysique de Paris) ont découvert une exoplanète dont les caractéristiques se rapprochent de celles de notre Terre, mais située à une très grande distance de notre propre système solaire. L’objet avait été repéré par l’équipe polonaise-américaine d’OGLE le 11 juillet 2005, dans le cadre de leurs observations régulières du Bulbe Galactique. Cette équipe poursuit ces observations depuis 1993, dans le but de détecter des microlentilles gravitationnelles, en comparant des images de champs identiques prises chaque nuit. 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 32 astronomes provenant de 10 pays et utilise 5 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. Le but de ce suivi est de détecter des anomalies sur la courbe d’amplification, 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 1.5m à l’Observatoire de La Silla (Chili), ont noté une déviation en flux, alors que l’amplification de la source était presque terminée, après avoir franchi son maximum le 31 juillet. Une nouvelle mesure a confirmé cette anomalie et 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 concurrentes OGLE et MOA (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, et un américain, David Bennett, 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 ! Les résultats sont publiés dans la revue anglaise Nature et cosignés par 73 auteurs appartenant à 32 établissements de 12 pays différents (France, Etats-Unis, Australie, Royaume-Uni, Danemark, Allemagne, Afrique du Sud, Nouvelle-Zélande, Chili, Autriche, Pologne, Japon). 

Le télescope Danois de 1.54m 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.

Image ESO (European Southern Observatory).

 

L’effet de microlentille gravitationnelle utilisé pour cette détection a été prédit par Einstein en 1936. La relativité générale indique en effet que la lumière est déviée par les corps massifs, par exemple les étoiles. Lorsqu’une petite étoile (la lentille) est alignée exactement (à quelques millièmes de secondes d’arc près) avec une autre étoile plus lointaine (la source), la lumière est focalisée et l’étoile-source paraît plus brillante. Comme les étoiles de la Galaxie bougent (de quelques millièmes de secondes d’arc par an), l’alignement "parfait" et l’amplification de la source ne durent qu’un certain temps - de quelques jours à quelques mois. Le "croisement" apparaît alors comme une courbe de lumière.

Cette amplification de lumière a été détectée pour la première fois en 1993. A l’époque, on pensait utiliser le phénomène pour détecter la matière sombre. Si cette matière sombre était sous forme de petites étoiles invisibles réparties dans le halo de notre Galaxie, leur passage devant une étoile lointaine appartenant à une galaxie proche comme les Nuages de Magellan produirait l’amplification de son éclat. Trois équipes annoncèrent simultanément cette détection : OGLE, MACHO (Etats-Unis-Australie) et EROS (France). Les années passèrent et le peu de détections réalisées en visant les Nuages de Magellan conduisirent à conclure que la matière sombre du halo de notre Galaxie ne pouvait pas se trouver sous cette forme.

Dans la direction du Centre Galactique on observait en revanche beaucoup d’événements, dus aux nombreuses étoiles peu lumineuses se trouvant dans le disque de notre Galaxie, et qui s’alignent avec les étoiles du Bulbe Galactique au gré de la rotation de notre galaxie spirale. Grâce à cette abondance relative d’événements (aujourd’hui, OGLE et MOA détectent plus de 600 microlentilles gravitationnelles par an), on put en détecter certains dont la courbe de lumière présentait des anomalies. Certaines de ces anomalies étaient dues au fait que l’étoile-lentille n’était pas seule.

En effet, lorsque l’étoile-lentille passe sur la ligne de visée de l’étoile-source, la forme de la courbe d’amplification de l’éclat est connue et a été prédite par l’astronome polonais Paczynski. Mais si l’étoile-lentille est double, cette courbe se modifie en fonction du rapport de masse des composantes, de leur séparation et de leur trajectoire dans le ciel. Le système fonctionne en fait comme un gigantesque microscope, dont la taille peut atteindre 20000 années-lumière ! 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 détecté pour la première fois en 2003 par les équipes MOA et OGLE, puis en avril 2005 par l’ensemble des collaborations travaillant sur le sujet : OGLE, microFUN (Etats-Unis, Nouvelle-Zélande, Israel), MOA, RoboNet (Royaume-Uni) et PLANET. Mais dans ces deux cas, la planète détectée était plus massive que Jupiter et donc gazeuse. La nouvelle planète de seulement 5 masses terrestres est située à 3 fois la distance Terre-Soleil de son étoile et tourne autour d’elle en 10 ans. Sa température estimée est de l’ordre de -220 degrés Celsius. Elle est donc solide, composée probablement de roches et de glace. Si sa température extrême empêche probablement l’émergence d’une forme de vie, sa détection montre que la technique de microlentille gravitationnelle est arrivée à maturité et pourrait conduire dès l’an prochain à de nouvelles détections encore plus intéressantes.

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.

D’autres techniques permettent de détecter des exoplanètes. Parmi elles, la première et la plus efficace consiste à mesurer le mouvement de l’étoile autour du centre de gravité du système étoile-planètes. Cette légère oscillation de l’étoile autour du centre commun est détectée 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’elles s’éloignent, elles se décalent vers le rouge. C’est ainsi que deux astronomes suisses, Michel Mayor et Didier Queloz, ont détecté la prmière exoplanète en 1995. Aujourd’hui, environ 170 planètes ont été détectées par cette technique, appelée méthode des vitesses radiales. Cependant, pour que l’oscillation de l’étoile soit détectable, il faut 3 conditions : qu’elle soit proche (moins de 300 années-lumière), que la planète soit massive et qu’elle soit proche de l’étoile : on détecte ainsi ce qu’on a appelé des Jupiters chauds. Cette technique partage avec la nôtre et celle 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 : on ne voit pas la planète, on la détecte par ses effets sur l’étoile. En revanche, la détection directe de la planète est très difficile, puis qu’elle n’émet pas de lumière propre, mais se contente de réfléchir celle de son étoile-mère : elle est donc noyée dans l’éclat de celle-ci. Il a fallu attendre 2004 pour qu’une équipe franco-américaine réalise la première détection directe d’une planète. Là les 3 conditions sont que l’étoile soit proche, que la planète soit massive, mais qu’elle soit très éloignée de son étoile pour qu’on puisse la distinguer. Or les planètes de notre système solaire ne sont ni très proches ni très éloignées du Soleil, et c’est une des conditions pour qu’une forme de vie puisse se développer : ni trop chaud, ni trop froid. Seul deux techniques peuvent détecter de telles planètes : la méthode des vitesses radiales et celle des microlentilles gravitationnelles. La première a récemment mesuré 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 (1000 K). Au contraire, notre planète a une température similaire à celle de Neptune ou Pluton (50 K). Enfin notre technique 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, soit à 25000 années-lumière. Dans le cas présent, les estimations de la distance de notre planète sont de l’ordre de 21000 années-lumière : elle est donc située à une distance plus proche de la source que du système solaire.

La figure ci-dessous (assemblée par Keith Horne) présente les exoplanètes détectées par toutes les techniques existantes dans un diagramme masse de la planète en fonction de la distance à l’étoile. Elle permet de voir les domaines de détection de chaque technique, ainsi que les résultats attendus des futures missions au sol ou spatiales. On notera que la détection de OGLE-2005-BLG-390Lb (c’est le nom provisoire que les astronomes lui ont donné) est à la limite des possibilités de la technique de microlentille gravitationnelle. Sachant que notre étoile-lentille est une étoile naine froide de type spectral M (ce sont les étoiles les plus nombreuses de notre galaxie), on peut en déduire que les planètes de faible masse autour de ces étoiles sont sans doute plus nombreuses que celles de grande masse (type Jupiter). En effet, la probabilité de détecter des Jupiters par notre technique est 50 fois plus élevée que celle de détecter des planètes comme OGLE-2005-BLG-390Lb. Si donc on en détecte 1 sur 3, c’est probablement qu’elles sont en plus grand nombre que les Jupiters. C’est justement ce que prédit la théorie actuelle de formation des systèmes planétaires. En effet, le disque gazeux se dissipe rapidement autour des étoiles M, et les coeurs de planète n’ont pas le temps d’accréter ce gaz avant sa dissipation. Les planètes n’y dépassent donc guère une trentaine de masses terrestres. Il est bon de noter à ce propos que la technique de vitesse radiale, si efficace pour les autres types spectraux, n’a détecté de système planétaire qu’autour de 2 étoiles M.

Pourra-t-on voir un jour cette planète ? La réponse est malheureusement négative, à cause de sa grande distance. Par contre on peut 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, malgré leur contraste d’environ 6 magnitudes à 2.2µm. Cela permettra d’affiner les mesures des paramètres de ce système, et donc de mieux connaître la masse de la planète.

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. L’étoile-source est en général une géante rouge, mais peut aussi être une étoile naine, semblable au Soleil. L’étoile lentille est toujours une étoile naine, généralement invisible et plus froide que le Soleil.

(Image originale empruntée à l’Agence spatiale européenne, et retouchée par le Dr. Andrew Williams, auteur des observations australiennes de notre planète)

Les télescopes participant au projet PLANET sont les suivants :

  • Le télescope de 0.6m de l’Observatoire de Perth (Bickley, Australie Occidentale)
  • Le télescope de 1.5m de l’Observatoire de Boyden (Bloemfontein, Afrique du Sud)
  • Le télescope de 1m de SAAO (Sutherland, Afrique du Sud)
  • Le télescope Danois de 1.5m de l’ESO (LaSilla, Chili)
  • Le télescope de 1m de l’Observatoire Canopus (Hobart, Tasmanie, Australie)

Depuis 2005, PLANET collabore avec RoboNet, un réseau de télescopes robotiques de 2m 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).

Contacts :

Dr. Pascal Fouqué
Laboratoire d’Astrophysique de Toulouse et Tarbes,
UMR 5572 - CNRS,
Observatoire Midi-Pyrénées,
Université Paul Sabatier - Toulouse 3,
14, avenue Edouard Belin,
F-31400 Toulouse
Mail : pascal.fouque@ast.obs-mip.fr
Tél : 05 61 33 27 86
Fax : 05 61 33 28 40

Dr. Jean-Philippe Beaulieu
Institut d’Astrophysique de Paris
98bis, bd Arago
75014 Paris
Mail : beaulieu@iap.fr
Tél : 01 44 32 81 19
Fax : 01 44 32 80 01

Dr. Christian Coutures
Service de Physique des Particules
DAPNIA - DSM
Commissariat à l’Energie Atomique
Centre d’Etudes de Saclay
91191 Gif-sur-Yvette cedex
Mail : coutures@iap.fr
Tél : 01 69 08 37 48
Fax : 01 69 08 64 28

 

 

 

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