Fais de ta vie un rêve, et de ton rêve ta réalité

On a longtemps pensé que tout était fait par rapport à nous, ainsi, la Terre a été pensée au centre du Système solaire, puis notre Système solaire au centre de la galaxie. L’homme a toujours voulu être au centre de tout, et pourtant, à chaque fois, la réalité est ailleurs : nous ne sommes qu’une partie ordinaire d’un ensemble. C’est ainsi qu’on pensait que tous les systèmes planétaires, dont l’existence supposée a été établie avec la découverte de la première exoplanète en 1995, par D. Queloz et M. Mayor, étaient similaires au notre. Ainsi, on s’attendait à ce que toutes les orbites de compagnons soient quasi circulaires comme c’est le cas dans notre Système. On était encore loin de la vérité, et comble de l’ironie, il s’avère que c’est notre système qui fait figure d’exception…

Une des grandes questions actuelles est de comprendre comment se forment et évoluent les systèmes planétaires. Pour ce faire, il est nécessaire de comparer les résultats observationnels aux différents modèles théoriques. Il nous faut donc engranger le plus d’observations possibles, afin de disposer d’une statistique suffisante pour discerner des tendances. Mais pas seulement : il est aussi indispensable de sélectionner un échantillon non biaisé. C’est-à-dire, qui soit complet dans les limites définies : où tous les compagnons sont détectables et détectés. On utilise la méthode des vitesses radiales pour détecter les compagnons en orbite autour des étoiles de notre échantillon.

C’est ce que permet le suivi en vitesses radiales CORALIE, qui observe depuis 1998, toutes les étoiles dans un volume de 50 pc. Il est limité en volume, contrairement à la plupart des autres stratégies, limitées en magnitude, qui consistent à observer tout ce qu’il est possible, favorisant ainsi les sources les plus lumineuses à grande distance.

Sélection de l’échantillon CORALIE, limité en volume, d’après Udry et al. 2000.

PLATO (PLAnetary Transits and Oscillations of stars) est la troisième mission de classe M de l’ESA, dont le lancement est prévu en 2026-2027. Après 20 ans de recherche en exoplanètes, nous avons aujourd’hui déterminé les densités et composition moyenne de nombreuses exoplanètes. Cependant, la grande majorité de ces planètes orbitent très proche de leur étoile (moins de 10 ont une période supérieure à 80 jours). Le but de PLATO est d’obtenir la densité des planètes à plus grande période pour en déduire leur composition.

Ce satellite a deux buts. Le premier est de détecter des exoplanètes de la taille de la Terre, jusqu’à la zone habitable, autour d’étoile de type solaire. Le deuxième est la caractérisation, puisque les propriétés moyennes des planètes sont requises pour étudier leur habitabilité. Pour ce faire, PLATO vise les objectifs suivants :

• Détection de planètes et détermination de leur rayon (précision de 3%) à partir de transits photométriques ;
• Détermination de la masse des planètes (précision meilleure que 10%) à partir de suivis en vitesses radiales depuis le sol ;
• Détermination précise des masses, rayons et âges stellaires (précision de 10%) à partir de l’astérosismologie ;
• Identification de cibles lumineuses pour la spectroscopie atmosphérique.

Le design de PLATO est unqiue. Il est composé de 24 télescopes (+ 2 à cadence élevée), positionnés en 4 groupes de 6. Chaque groupe observe un champ de vue différent, se recouvrant avec les autres, de telle sorte qu’une partie du champ de vue total est observé par 6, 12, 18 et 24 télescopes. Ce concept a été choisi pour optimiser le nombre de cibles acceptables pour l’astérosismologie.

La mission nominale consiste à observer 2 champs de vue (chacun étant environ 24 fois plus grand que le champ Kepler), un dans l’hémisphère nord et l’autre dans le sud. Chaque champ sera observé pendant 2 ans, à une cadence élevée (25 secondes) pour chaque étoile de l’échantillon P1 (Vmag > 11 pour des suivis au sol). Une phase step-and stare avec 2 à 5 mois par champ de vue, pour couvrir jusqu’à 50 % du ciel, pourrait être ajoutée après ces deux long programmes.

Tiré du cours d’Aurélien Barrau

Nous voyons avec nos yeux une partie extrêmement faible du spectre lumineux. Et pourtant, nous percevons tout ce qu’il nous est nécessaire de percevoir pour notre vie quotidienne. Nous ne heurtons pas une objet qui se serait dérobé à notre vue car émettant dans une autre gamme de longueurs d’ondes que celle auxquelles nos yeux sont sensibles. C’est le résultat de l’évolution et de notre adaptation à la lumière émise par notre Soleil.

Cependant, du point de vue de l’astronome, toutes les longueurs d’ondes sont à étudier car porteuses d’informations différentes et complémentaires. L’astronomie multi-longueurs d’ondes s’est développée ces dernières années avec l’accès à l’espace. En effet, notre atmosphère, en nous offrant un bouclier protecteur, nous coupe la majorité des fréquences, excepté le visible, et une partie des ondes radio. Pour tout le reste, il faut s’affranchir de l’atmosphère, donc envoyer des satellites dans l’espace. Dressons maintenant une brève revue de l’information portée par chaque type d’émission, et leur origines physiques.

Des plus basses vers les plus hautes énergies, nous trouvons :

Les ondes radio.
Si on voyait en ondes radio, comme par exemple la raie à 21 cm, on pourrait voir l’aggrégation des galaxies en amas, super-amas, qui structurent l’univers à grande échelle.

Micro-ondes
Un ciel extrêmement brillant, aveuglant, comme le soleil, mais dans toutes les directions. On aurait une image sans structures, identique dans toutes les directions. Cependant, c’est une image scientifiquement extrêmement riche car il s’agit du rayonnement fossile : une relique de l’univers très jeune. C’est une sorte de photographie instantanée de l’Univers tel qu’il était 380 000 ans après le Big Bang (équivalent du 1er jour de vie utérine d’un embryon à l’échelle d’une vie d’homme). En effet, l’Univers s’est refroidi ; quand la température est devenue plus basse que quelques eV, les photons n’avaient plus assez d’énergie pour interagir avec la matière. Dès lors, la lumière se propage sans être perturbée, ou quasiment, pendant 14 milliards d’année. À noter qu’au moment de leur émission, ces ondes avaient 1100 fois plus d’énergie, c’est-à-dire dans l’optique. C’est le redshift qui décale ces ondes, aujourd’hui, dans le domaine des micro-ondes.

Infrarouge
Entre nous et le centre de la galaxie, l’épaisseur intégrée de poussière équivaut à l’épaisseur d’une feuille de papier. C’est très peu, mais suffisant pour nous empêcher d’observer en visible le centre de notre galaxie. En revanche, l’infrarouge travers les poussières sans interagir. Ainsi, en IR, on peut observer le centre de notre galaxie, ainsi que les zones de formation d’étoiles et de planète.

Optique
Ce que l’on voit avec nos yeux.

Ultraviolet
Le deutérium est fascinant du point de vue cosmologique. L’hélium peut avoir été formé au moment du Big Bang, mais aussi au sein des étoiles. Au contraire, le deutérium ne peut pas être formé dans les étoiles, donc provient forcément de quelques secondes après le Big Bang. En effet, le deutérium est un élément fragile. Dans les étoiles, il est en fait créé, mais aussitôt détruit. Juste après le Big Bang, le deutérium a été créé, et l’instant d’après, l’univers s’est refroidi suffisamment pour que le deutérium ayant survécu demeure à jamais. Ce deutérium a des raies d’émission dans l’UV.

Rayons X
Les rayons X permettent de mettre en évidence les phénomènes thermiques extrêmes, ce qui est extrêmement chaud.

Rayons gamma
On ne verrait aucun corps de type stellaire ou planétaire. Les objets qui brilleraient seraient totalement différents. Dans les gamma, l’objet le plus brillant du ciel serait la Nébuleuse du Crabe, qui est d’ailleurs l’objet le plus lumineux dans toutes les longueurs d’onde, sauf l’optique. Il s’agit d’une étoile à neutrons, qui tourne rapidement, génère des champs magnétiques intenses, qui induisent des jets de particules interagissant avec la lumière et portant ces jets jusqu’au domaine des gammas.