Astronomie

Détection d'exo-planètes

Détection d'exo-planètes


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Une méthode utilisée pour détecter les exo-planètes consiste à rechercher une légère baisse de la luminosité de l'étoile mère lorsque la planète traverse le disque stellaire. Intuitivement, il me semble que si les systèmes planétaires de notre voisinage galactique sont orientés de manière aléatoire, il devrait y avoir une très grande proportion d'entre eux dans lesquels les transits ne peuvent jamais se produire du point de vue de la Terre. Peut-être, cependant, l'hypothèse d'orientation aléatoire est-elle incorrecte, et il y a un certain alignement des axes de rotation des systèmes planétaires, ce qui faciliterait la détection des planètes dans un plan préféré (le plan galactique ?).

Dans les présentations populaires concernant la recherche d'exo-planètes, je n'ai jamais vu cette question abordée. Quelles observations et/ou hypothèses sont utilisées pour arriver à une estimation réaliste du nombre d'exo-planètes dans notre région de la galaxie ?

(Il y a des questions connexes dans ce forum, mais je n'en ai pas trouvé qui pose des questions sur l'alignement possible des axes de rotation.)


L'hypothèse d'orientations aléatoires est raisonnable. L'une des raisons pour lesquelles les exoplanètes n'ont pas été détectées dans les années 1980 était l'attente que la plupart des systèmes solaires seraient comme le nôtre, avec de grandes planètes à une grande distance, rendant les transits rares, peu fréquents et difficiles à détecter.

Les Jupiters chauds ont changé cela. La plupart des planètes détectées par Kepler sont très proches de leur étoile hôte. Cela signifie qu'aucune grande coïncidence n'est requise pour l'inclinaison de l'axe de rotation par rapport au système solaire. Une inclinaison axiale comprise entre 80 et 90 degrés permettrait un transit dans de nombreux systèmes découverts.

Ceci est pris en compte lors de l'estimation du nombre d'étoiles avec des planètes, avec la conclusion que presque toutes les étoiles semblables au soleil ont des systèmes planétaires. Kepler ne peut en détecter qu'une fraction, mais il surveille tellement d'étoiles qu'il a trouvé un bon nombre de systèmes planétaires. Mais la plupart des étoiles observées n'ont pas montré de transit. En extrapolant à partir de ses découvertes, nous devons conclure que la principale raison pour laquelle nous ne détectons pas de planètes autour des autres étoiles est due à l'inclinaison des systèmes exoplanétaires.

Pour l'analyse des probabilités impliquées dans le transit des exoplanètes, vous pouvez consulter Probabilités de transit pour les étoiles avec contraintes d'inclinaison stellaire


Ce n'est généralement pas un problème car la plupart des expériences visent simplement à trouver des exoplanètes. Ils sont rarement conçus de telle sorte qu'il soit facile d'estimer les statistiques démographiques en raison de toutes sortes de biais qui entrent dans le choix des cibles. Malheureusement, la recherche d'exoplanètes s'est transformée en un sport où la découverte est primordiale.

Si l'on suppose une orientation aléatoire des orbites (et c'est tout ce que c'est, une hypothèse) alors la probabilité d'un transit s'échelonne à peu près comme $$P simeq frac{R_p+ R_s}{a}$$ où $R_p$ et $R_s $ sont respectivement le rayon de la planète et de l'étoile chaude et $a$ le rayon orbital de la planète (avec de petites modifications pour les orbites non circulaires). Plus celui-ci est grand, plus le transit est susceptible de se produire. Par conséquent, les grandes exoplanètes en orbite près de grandes étoiles sont plus susceptibles de transiter. En principe donc, cet effet peut être corrigé lors du calcul des statistiques et de la fréquence des exoplanètes.

Alors, quelle est la qualité de l'hypothèse d'inclinaison orbitale aléatoire ? Je pense honnêtement que personne ne le sait pour le moment. J'ai travaillé sur l'alignement possible des axes de spin au sein des étoiles de faible masse des amas (Jackson & Jeffries 2010) en trouvant une cohérence avec l'hypothèse aléatoire. Des travaux plus récents utilisant l'astérosismologie suggèrent qu'il pourrait y avoir un alignement pour des étoiles plus massives (Corsaro et al. 2017). Cependant, même si les axes de rotation (et donc probablement la majorité des orbites des planètes) des étoiles dans les amas s'alignent, il n'y a aucune raison évidente pour laquelle chaque amas devrait avoir le même vecteur de moment angulaire. , vraisemblablement, forment une distribution pseudo-aléatoire ?

Sauf, Et qu'est-ce qui se passerait si les marées galactiques ou un champ magnétique galactique à grande échelle ont joué un rôle dans la formation de la direction du moment angulaire des nuages ​​qui ont formé les amas. Serait-il possible qu'un certain alignement persiste jusqu'à un âge avancé ? Corsaro et al. soutiennent que les interactions au sein d'un amas ne sont pas suffisantes pour « brouiller » les moments angulaires une fois la formation des étoiles terminée. Les interactions étroites entre les étoiles deviennent beaucoup moins probables après leur émergence d'un amas dans le champ. Un travail intrigant de Rees & Zijlstra (2013) a révélé qu'il existait des preuves d'une distribution non aléatoire de l'orientation des nébuleuses planétaires bipolaires vers le renflement galactique. Cela suggérait que les moments angulaires orbitales des systèmes binaires responsables de la forme bipolaire des nébuleuses étaient orientées dans le plan galactique. Le résultat est très statistiquement significatif mais, à ma connaissance, il n'a pas été suivi malgré ses implications évidentes pour les estimations des rendements de transit à partir d'études exoplanétaires.

Je pense qu'il y aura une bien meilleure réponse à cette question une fois que nous aurons des recherches d'exoplanètes dans tout le ciel de la qualité du satellite Kepler (le relevé principal de Kepler était dans une direction particulière). Il devrait devenir très évident s'il y a des changements dans les rendements de la planète en fonction de la position du ciel (bien que vous deviez également contrôler les types d'étoiles observées) associés à tout alignement à grande échelle. Peut-être qu'il y a suffisamment d'informations dans les champs Kepler K2 qui sont prises à des positions autour de l'écliptique - je n'ai vu aucune analyse. Cependant, de telles données deviendront sûrement disponibles avec le lancement du satellite TESS tout ciel de la NASA en 2018.


L'IoA est actuellement impliquée dans le Next Generation Transit Survey (NGTS) qui est une recherche au sol de petites planètes autour d'étoiles brillantes, basée à l'observatoire de Paranal dans le désert d'Atacama.

Les membres du département travaillent également avec les données de la mission Kepler revitalisée (K2 ) et développent et exploiteront le système d'analyse des exoplanètes pour la prochaine mission ESA PLATO2 .


Détection d'exo-planètes - Astronomie

Ceci est important pour deux raisons:

  • Les professionnels peuvent découvrir de nouvelles planètes à ajouter à une liste de cibles
  • Les amateurs peuvent suivre la liste des cibles avec les données souhaitées pour le professionnel, car le professionnel aura du mal à garantir le temps du télescope pour une observation continue

Des recherches organisées comme Transitsearch.org peuvent fournir aux amateurs intéressés une liste de cibles pour une étude continue. Mieux encore, ces données sont utilisées par des groupes professionnels !

Le type de collecte de données le plus réussi par l'amateur est le changement photométrique de la luminosité stellaire - ou la méthode de transit. Seule une poignée d'étoiles aura une croix planétaire de la surface de l'étoile, néanmoins des données continuelles de ces sources sont nécessaires - cela libère le temps des professionnels pour se concentrer sur les méthodes de détection les plus obscures.

Lorsqu'une planète passe sur la partie de l'étoile qui nous fait face, la courbe de lumière de l'étoile diminue pendant un certain temps. Au passage de la planète, la courbe lumineuse revient à la normale. L'image ci-dessous montre une configuration typique pour qu'un amateur capture des images du transit :

Il s'agit d'un télescope Schmidt-Cassegrain de 8 pouces avec une caméra CCD de 765x510 pixels - le coût total est d'environ 4 000 $ - pas mal ! La courbe de lumière de ce télescope est ci-dessous :

Comparez cela à une courbe de lumière professionnelle :

Autrement dit, la courbe est identique.

Un groupe de Spectrashift.com a fait passer la détection amateur au niveau supérieur. En utilisant les spécifications professionnelles d'un spectromètre de fabrication artisanale attaché à un télescope de 16 pouces, ce groupe a pu détecter la vitesse radiale de Tau Boo II, une étoile avec un système planétaire connu.

L'image ci-dessus montre leur télescope de 16 pouces avec un câble à fibre optique sur mesure (courant le long du sol à gauche de l'image). Cette fibre est connectée à un grand spectromètre monté sur table utilisant cette conception :

Un aperçu plus détaillé de ce spectromètre est disponible dans le livre de Stephen F. Tonkin Spectroscopie amateur pratique.


Comment les astronomes trouvent-ils réellement les exoplanètes ?

Il y a une génération, l'idée d'une planète en orbite autour d'une étoile lointaine était encore du domaine de la science-fiction. Mais depuis la découverte de la première exoplanète en 1988, nous en avons trouvé des centaines, les découvertes s'accélérant au fil du temps.

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Le mois dernier, dans une seule annonce, les astronomes de la NASA ont révélé la découverte de 715 planètes jusque-là inconnues dans les données collectées par le télescope spatial Kepler, portant le nombre total d'exoplanètes connues à 1601771. À l'intérieur se trouvent toutes sortes d'exoplanètes : certaines qui orbitent autour de deux étoiles, certaines qui sont pleines d'eau, certaines qui sont à peu près de la taille de la Terre et certaines qui sont plus de deux fois plus grosses que Jupiter.

Mais la grande majorité de toutes ces planètes lointaines ont une chose en commun, à quelques exceptions près, elles sont trop éloignées pour que nous puissions les voir, même avec nos télescopes les plus puissants. Si tel est le cas, comment les astronomes savent-ils qu'ils sont là ?

Au cours des dernières décennies, les chercheurs ont développé une variété de techniques pour repérer les nombreuses planètes en dehors de notre système solaire, souvent utilisées en combinaison pour confirmer la découverte initiale et en savoir plus sur les caractéristiques de la planète. Voici une explication des principales méthodes utilisées jusqu'à présent.

Imaginez que vous regardez une petite planète en orbite autour d'une étoile très, très loin. Parfois, la planète peut passer entre vous et son étoile, bloquant brièvement une partie de la lumière des étoiles. Si cette atténuation s'est produite avec une fréquence suffisante, vous pourrez peut-être en déduire la présence de la planète, même si vous ne pouvez pas la voir.

(Image via Wikimedia Commons/Nikola Smolenski)

Ceci, c'est l'essence, est la méthode de transit pour détecter les exoplanètes, responsable de la majorité de nos découvertes d'exoplanètes jusqu'à présent. Bien sûr, pour les étoiles lointaines, il n'y a aucun moyen que l'œil humain nu puisse détecter de manière fiable une diminution de la quantité de lumière que nous voyons, donc les scientifiques s'appuient sur des télescopes (notamment le télescope spatial Kepler) & d'autres instruments pour collecter et analyser ces données.

Ainsi, pour un astronome, « voir » une exoplanète lointaine via la méthode du transit finit généralement par ressembler à ceci :

La quantité de lumière d'une étoile lointaine, représentée graphiquement, baisse lorsqu'une planète transite entre elle et nous. (Image via Wikimedia Commons/Сам посчитал)

Dans certains cas, l'atténuation causée par le passage de la planète entre son étoile et nous peut également donner aux astronomes une estimation approximative de la taille de la planète. Si nous connaissons la taille d'une étoile et la distance de la planète par rapport à elle ( cette dernière déterminée par une autre méthode de détection, la vitesse radiale, plus bas dans cette liste), et on observe que la planète bloque un certain pourcentage de la lumière de l'étoile, on peut calculer le rayon de la planète en se basant uniquement sur ces valeurs.

Il y a cependant des inconvénients à la méthode de transit. Une planète doit être correctement alignée pour passer entre nous et son étoile, et plus elle orbite loin, plus les chances de cet alignement sont faibles. Les calculs indiquent que pour une planète de la taille de la Terre orbitant son étoile à la même distance que la nôtre (environ 93 millions de miles), il n'y a que 0,47 pour cent de chance qu'elle soit correctement alignée pour provoquer une atténuation.

La méthode peut également conduire à un nombre élevé de faux positifs et d'épisodes de gradation que nous identifions comme des planètes en transit, mais qui sont finalement causés par tout autre chose. Une étude a révélé que jusqu'à 35% des grandes planètes en orbite étroite identifiées dans les données de Kepler pourraient en fait être inexistantes, et la gradation attribuée à la poussière ou à d'autres substances situées entre nous et l'étoile. Dans la plupart des cas, les astronomes tentent de confirmer les planètes trouvées via cette méthode avec d'autres méthodes de cette liste.

Dans certains cas, une planète en orbite autour de son étoile fait augmenter la quantité de lumière atteignant la Terre au lieu de la baisser. Généralement, ce sont des cas dans lesquels la planète orbite très étroitement, de sorte qu'elle est chauffée au point d'émettre des quantités détectables de rayonnement thermique.

Bien que nous ne soyons pas capables de distinguer ce rayonnement de celui de l'étoile elle-même, une planète qui orbite dans le bon alignement nous sera exposée dans une séquence régulière d'étapes (similaire aux phases de la lune), donc régulières, périodiques les augmentations de la quantité de lumière que les télescopes spatiaux reçoivent de ces étoiles peuvent être utilisées pour déduire la présence d'une planète.

Semblable à la méthode de transit, il est plus facile de détecter les grandes planètes en orbite près de leurs étoiles avec cette technique. Bien que seule une poignée de planètes aient été découvertes en utilisant uniquement cette méthode jusqu'à présent, cela pourrait devenir la méthode la plus productive à long terme, car elle ne nécessite pas qu'une exoplanète passe directement entre nous et l'étoile pour que nous puissions détecter elle, ouvrant un éventail beaucoup plus large de découvertes possibles.

Vitesse radiale

À l'école primaire, on nous apprend qu'un système solaire est une étoile stationnaire entourée de planètes en orbite lente, d'astéroïdes et d'autres débris. La vérité, cependant, est légèrement plus compliquée : en raison de l'attraction gravitationnelle des planètes, l'étoile s'éloigne du centre de gravité du système, même si légèrement :

(Image via Wikimedia Commons/Zhatt)

Le phénomène ressemble à ceci : une grande planète, si elle a une masse suffisante, pourrait être capable d'attirer l'étoile vers elle, faisant en sorte que l'étoile ne soit plus le centre exact du système solaire lointain. Ainsi, des changements périodiques, prévisibles mais encore infimes de la position de l'étoile peuvent être utilisés pour déduire la présence d'une grande planète près de cette étoile.

Les astronomes ont profité de ce phénomène pour détecter des centaines d'exoplanètes. Jusqu'à récemment, lorsqu'elle a été dépassée par le transit, cette méthode (appelée vitesse radiale) était responsable de la majorité des exoplanètes découvertes.

Il peut sembler difficile de mesurer de légers mouvements d'étoiles à des centaines d'années-lumière, mais il s'avère que les astronomes peuvent détecter quand une étoile accélère vers (ou en s'éloignant) de la Terre à des vitesses aussi faibles qu'un mètre par seconde en raison de l'effet Doppler. . 

L'effet est le phénomène d'ondes (qu'il s'agisse du son, de la lumière visible ou d'autres formes d'énergie électromagnétique) semblant être légèrement plus élevées en fréquence lorsque l'objet qui les émet se déplace vers un observateur, et légèrement inférieures lorsqu'il s'éloigne. Vous en avez déjà fait l'expérience si vous avez déjà entendu le gémissement aigu de la sirène d'une ambulance qui approchait remplacé par un ton légèrement plus grave lorsqu'elle s'éloigne.

Remplacez l'ambulance par une étoile lointaine et le son d'une sirène par la lumière qu'elle émet, et vous avez à peu près l'idée. À l'aide de spectromètres, qui mesurent les fréquences particulières de la lumière émise par une étoile, les astronomes peuvent rechercher des décalages apparents, indiquant que l'étoile se rapproche légèrement de nous ou s'éloigne légèrement.

Le degré de mouvement peut même refléter la masse de la planète. Combiné avec le rayon de la planète (calculé via la méthode du transit), cela peut permettre aux scientifiques de déterminer la densité de la planète, et donc sa composition (s'il s'agit d'une géante gazeuse ou d'une planète rocheuse, par exemple).

Cette méthode est également sujette à des limitations : il est beaucoup plus facile de trouver une planète plus grosse en orbite autour d'une étoile plus petite, car une telle planète a un impact plus important sur le mouvement de l'étoile. Relativement petites, les planètes de la taille de la Terre seraient probablement difficiles à détecter, en particulier à de grandes distances.

Imagerie directe

Dans quelques rares cas, les astronomes ont pu trouver des exoplanètes de la manière la plus simple possible : en les voyant.

Trois planètes massives, probablement plus grandes que Jupiter, ont été imagées directement en orbite autour de l'étoile HR8799 en 2010. (L'étoile elle-même est bloquée avec un coronographe. (Image via NASA/JPL-Caltech/Observatoire Palomar)

Ces cas sont si rares pour plusieurs raisons. Pour pouvoir distinguer une planète de son étoile, il faut qu'elle en soit relativement éloignée (il est facile d'imaginer que Mercure, par exemple, serait indiscernable du Soleil de loin). Mais si une planète est trop éloignée de son étoile, elle ne reflétera pas suffisamment la lumière de l'étoile pour être visible du tout.

Les exoplanètes qui peuvent être vues de la manière la plus fiable par les télescopes sont grandes (comme Jupiter) et très chaudes, de sorte qu'elles émettent leur propre rayonnement infrarouge, qui peut être détecté par les télescopes et utilisé pour les distinguer de leurs étoiles. Les planètes qui orbitent autour de naines brunes (objets qui ne sont pas techniquement classés comme étoiles, car elles ne sont pas assez chaudes ou massives pour générer des réactions de fusion, et donc dégagent peu de lumière) peuvent également être détectées plus facilement.

L'imagerie directe a également été utilisée pour détecter quelques planètes voyous particulièrement massives, celles qui flottent librement dans l'espace, au lieu d'orbiter autour d'une étoile.

Lentille gravitationnelle

Toutes les méthodes précédentes de cette liste ont un sens pour un non-scientifique à un certain niveau intuitif. La lentille gravitationnelle, utilisée pour découvrir une poignée d'exoplanètes, nécessite une réflexion plus abstraite.

Imaginez une étoile très éloignée et une autre étoile à mi-chemin entre elle et la Terre. Dans de rares moments, les deux stars pourraient presque s'aligner, presque se chevauchent dans le ciel nocturne. Lorsque cela se produit, la force de gravité de l'étoile la plus proche agit comme une lentille, grossissant la lumière entrante de l'étoile éloignée lorsqu'elle passe près d'elle pour nous atteindre.

Une simulation de lentille gravitationnelle, montrant la lumière provenant d'une galaxie lointaine brièvement amplifiée par un trou noir au milieu. (Image via Urbane Legend)

Si une étoile qui a une planète en orbite proche sert de lentille gravitationnelle, le champ gravitationnel de cette planète peut ajouter une contribution légère mais détectable à l'événement de grossissement. Ainsi, dans de rares cas, les astronomes ont pu déduire la présence de planètes lointaines en magnifiant la lumière d'étoiles encore plus lointaines.

Un graphique des découvertes d'exoplanètes par année, avec la méthode de détection représentée par la couleur. Vert = transit, bleu = vitesse radiale, rouge = imagerie directe, orange = lentille gravitationnelle. (Image via Wikimedia Commons/Aldaron)

À propos de Joseph Stromberg

Joseph Stromberg était auparavant reporter numérique pour Smithsonian.


A propos de l'institut SETI

Fondé en 1984, l'Institut SETI est un organisme de recherche et d'éducation multidisciplinaire à but non lucratif dont la mission est d'explorer, de comprendre et d'expliquer l'origine et la nature de la vie dans l'univers et l'évolution de l'intelligence. Notre recherche englobe les sciences physiques et biologiques et s'appuie sur une expertise en analyse de données, en apprentissage automatique et en technologies avancées de détection de signaux. L'Institut SETI est un partenaire de recherche distingué pour l'industrie, les universités et les agences gouvernementales, y compris la NASA et la NSF.


Détection planétaire

Les chercheurs de l'UWAB recherchent des exoplanètes à l'aide de télescopes au sol et dans l'espace, et ont mis au point de nouvelles techniques pour trouver et caractériser les planètes. Celles-ci incluent l'utilisation d'interactions gravitationnelles entre les planètes en transit, qui est appliquée aux données de la NASA Kepler mission de découvrir des planètes à peine plus massives que la Terre. Les étudiants de l'UWAB ont appliqué des méthodes statistiques sophistiquées avec des modèles stellaires pour obtenir une photométrie proche de celle de Kepler avec les données de la mission successeur de moindre précision, K2. le Télescope spatial Spitzer a également été utilisé par les professeurs et les étudiants de l'UWAB pour produire la première carte infrarouge thermique d'une exoplanète géante.


Atmosphères d'exoplanètes détectées depuis la Terre

Deux groupes d'astronomes indépendants ont détecté les atmosphères des planètes autour d'autres étoiles à partir de télescopes au sol.

Les précédentes observations des atmosphères des planètes extrasolaires avaient été réalisées presque entièrement par des instruments spatiaux, tels que les télescopes spatiaux Hubble et Spitzer, bien qu'une autre équipe ait détecté l'année dernière la signature du sodium dans l'atmosphère d'une exoplanète.

À ce jour, les astronomes ont détecté plusieurs gaz clés dans l'atmosphère des planètes, notamment :

    ? un signe potentiel de vie, même si la planète où le gaz a été observé était trop chaude pour être habitable. ? une molécule clé nécessaire pour soutenir la vie telle que nous la connaissons. (combinaisons de silicium et d'oxygène) ? composants de la plupart des roches sur Terre, probablement sous la forme de nuages ​​de grains de poussière sur des exoplanètes massives.
  • Sodium ? détecté en 2001, il a marqué la première observation spatiale d'une atmosphère d'exoplanète.

La détection au sol devient une priorité à mesure que Hubble vieillit et que Spitzer est sur le point de manquer de cryogènes, qui maintiennent ses instruments suffisamment frais pour détecter le rayonnement infrarouge (chaleur), limitant ses capacités.

"D'autres ont essayé de détecter des atmosphères planétaires depuis la Terre, mais en vain", a déclaré la co-auteure de l'une des nouvelles études, Mercedes López-Morales de la Carnegie Institution à Washington, DC "Nous avons réussi deux nuits l'été dernier. "

Lápez-Morales et son équipe ont observé la planète OGLE-TR056b, une soi-disant "hot Jupiter".

Les HotJupiters sont des planètes gazeuses massives qui orbitent très près de leurs étoiles, tournant autour d'elles en deux à trois jours. Leur proximité avec leurs étoiles parents indique que les planètes sont suffisamment chaudes pour émettre un rayonnement dans les longueurs d'onde optique et proche infrarouge et que leur rayonnement est détectable depuis la Terre.

ButOGLE-TR056b est faible, situé à environ 5 000 années-lumière et dans une partie encombrée du ciel nocturne, située en direction du centre de notre galaxie du point de vue de la Terre. L?pez-Morales et ses collègues ont donc utilisé le VeryLarge Telescope de l'European Southern Observatory (le 2 juillet) et le télescope Magellan-Baade de Carnegie (le 3 août). Les deux télescopes sont situés au Chili.

Seulement environ un photon sur 3000 provenant de l'étoile provient de la planète elle-même. Le reste vient de la lumière écrasante de l'étoile. Les astronomes attendent donc que la planète s'éclipse alors qu'elle orbite derrière l'étoile (du point de vue de la Terre), ce qui permet de séparer les émissions de la planète de celles de l'étoile.

"La planète brille au rouge comme un brûleur de cuisinière, mais nous devions savoir précisément quand l'éclipse allait se produire et mesurer le flux stellaire très précisément afin qu'il puisse être retiré pour révéler les émissions thermiques de la planète", a déclaré l'auteur principal de l'étude, David. Chanter de l'Institut d'Astrophysique de Paris.

L'équipe a pris plus de 600 images d'OGLE-TR056b avec les deux télescopes. La planète est-elle plus chaude que toutes celles détectées par Spitzer jusqu'à présent ? son atmosphère est à plus de 4 400 degrés Fahrenheit (2 400 degrés Celsius).

Les observations ont également indiqué que la planète a peu ou pas de couverture nuageuse et une atmosphère astatique avec peu de circulation, a déclaré L?pez-Morales SPACE.comdans un e-mail.

Leurs travaux seront détaillés dans un prochain numéro de la revue Astronomie &Astrophysique.

Dans le même numéro de la revue, une équipe néerlandaise expliquera sa détection de l'émission thermique dans le proche infrarouge d'une autre exoplanète baptisée TrES-3b. Son atmosphère enregistrée à environ 3 000 F (1 700 C).


Polarimétrie

Lorsque la lumière est réfléchie par une planète, ce n'est pas seulement la longueur d'onde qui peut être modifiée. Étant une onde, chaque rayon lumineux oscille dans une direction particulière. Les rayons lumineux émis par une étoile sont dits « non polarisés » car la direction d'oscillation de chaque rayon est aléatoire.

Cependant, lorsque les rayons lumineux rebondissent sur la planète, les oscillations sont forcées dans une direction préférée en raison de la façon dont la lumière interagit avec les atomes et les molécules de l'atmosphère de la planète. Les rayons lumineux ainsi alignés sont dits « polarisés ».

Les appareils astronomiques appelés polarimètres sont capables de détecter uniquement la lumière polarisée et de rejeter les faisceaux non polarisés. De nouveaux polarimètres très précis sont actuellement en cours de fabrication, dans l'espoir qu'ils seront capables de détecter les faibles faisceaux de lumière polarisée provenant des planètes extrasolaires.


Première détection d'une atmosphère d'exoplanète super-terrestre

Cette vue d'artiste montre la super-Terre 55 Cancri e devant son étoile mère. À l'aide d'observations faites avec le télescope spatial Hubble de la NASA/ESA et de nouveaux logiciels d'analyse, les scientifiques ont pu analyser la composition de son atmosphère. C'était la première fois que cela était possible pour une super-Terre. 55 Cancri e est à environ 40 années-lumière et orbite autour d'une étoile légèrement plus petite, plus froide et moins brillante que notre Soleil. Comme la planète est si proche de son étoile mère, une année ne dure que 18 heures et les températures à la surface devraient atteindre environ 2000 degrés Celsius. Crédit image : ESA/Hubble, M. Kornmesser. Pour la première fois, les astronomes ont pu analyser l'atmosphère d'une exoplanète de la classe des super-Terres. En utilisant les données recueillies avec le télescope spatial Hubble de la NASA/ESA et de nouvelles techniques d'analyse, l'exoplanète 55 Cancri e se révèle avoir une atmosphère sèche sans aucune indication de vapeur d'eau. Les résultats, qui seront publiés dans l'Astrophysical Journal, indiquent que l'atmosphère se compose principalement d'hydrogène et d'hélium.

L'équipe internationale, dirigée par des scientifiques de l'University College London (UCL), a observé l'exoplanète voisine 55 Cancri e, une super-Terre d'une masse de huit masses terrestres. Elle est située dans le système planétaire de 55 Cancri, une étoile à environ 40 années-lumière de la Terre.

À l'aide d'observations faites avec la Wide Field Camera 3 (WFC3) à bord du télescope spatial NASA/ESA Hubble, les scientifiques ont pu analyser l'atmosphère de cette exoplanète. Cela en fait la première détection de gaz dans l'atmosphère d'une super-Terre. Les résultats ont permis à l'équipe d'examiner en détail l'atmosphère de 55 Cancri e et ont révélé la présence d'hydrogène et d'hélium, mais pas de vapeur d'eau. Ces résultats n'ont été rendus possibles qu'en exploitant une technique de traitement nouvellement développée.

« C'est un résultat très excitant car c'est la première fois que nous avons pu trouver les empreintes spectrales qui montrent les gaz présents dans l'atmosphère d'une super-Terre », explique Angelos Tsiaras, doctorant à UCL, qui a développé la technique d'analyse avec ses collègues Ingo Waldmann et Marco Rocchetto. « Les observations de l'atmosphère de 55 Cancri e suggèrent que la planète a réussi à s'accrocher à une quantité importante d'hydrogène et d'hélium provenant de la nébuleuse à partir de laquelle elle s'est formée à l'origine. »

On pense que les super-Terres comme 55 Cancri e sont le type de planète le plus courant dans notre galaxie. Ils ont acquis le nom de ‘super-Terre’ parce qu'ils ont une masse plus grande que celle de la Terre mais sont encore beaucoup plus petites que les géantes gazeuses du système solaire. L'instrument WFC3 sur Hubble a déjà été utilisé pour sonder l'atmosphère de deux autres super-Terres, mais aucune caractéristique spectrale n'a été trouvée dans ces études précédentes.

55 Cancri e, cependant, est une super-Terre inhabituelle car elle orbite très près de son étoile mère. Une année sur l'exoplanète ne dure que 18 heures et les températures à la surface devraient atteindre environ 2 000 degrés Celsius. L'exoplanète étant en orbite autour de sa brillante étoile mère à une si petite distance, l'équipe a pu utiliser de nouvelles techniques d'analyse pour extraire des informations sur la planète, lors de ses transits devant l'étoile hôte.

Les observations ont été faites en balayant très rapidement le WFC3 à travers l'étoile pour créer un certain nombre de spectres. En combinant ces observations et en les traitant via un logiciel d'analyse, les chercheurs ont pu récupérer le spectre de 55 Cancri e intégré à la lumière de son étoile mère.

“Ce résultat donne un premier aperçu de l'atmosphère d'une super-Terre. Nous avons maintenant des indices sur la nature actuelle de la planète et sur la manière dont elle a pu se former et évoluer, et cela a des implications importantes pour 55 Cancri e et d'autres super-Terres », a déclaré Giovanna Tinetti, également de l'UCL au Royaume-Uni.

Curieusement, les données contiennent également des indices de la présence de cyanure d'hydrogène, un marqueur des atmosphères riches en carbone.

"Une telle quantité de cyanure d'hydrogène indiquerait une atmosphère avec un rapport carbone/oxygène très élevé", a déclaré Olivia Venot, KU Leuven, qui a développé un modèle chimique atmosphérique de 55 Cancri e qui a soutenu l'analyse des observations.

"Si la présence de cyanure d'hydrogène et d'autres molécules est confirmée dans quelques années par la prochaine génération de télescopes infrarouges, cela soutiendrait la théorie selon laquelle cette planète est en effet riche en carbone et un endroit très exotique", conclut Jonathan Tennyson. , UCL. “Bien que le cyanure d'hydrogène, ou acide prussique, soit très toxique, ce n'est peut-être pas une planète sur laquelle j'aimerais vivre !”


Le Nexus for Exoplanet System Science (NExSS)

L'étude des exoplanètes – des planètes autour d'autres étoiles – est un domaine relativement nouveau. La découverte de la première exoplanète autour d'une étoile comme notre soleil a été faite en 1995. Depuis le lancement du télescope spatial Kepler de la NASA il y a six ans, plus de 1 000 exoplanètes ont été découvertes, et des milliers de candidats supplémentaires attendent d'être confirmés. Les scientifiques développent des moyens de confirmer l'habitabilité de ces mondes et de rechercher des biosignatures, ou des signes de vie.

Le programme de recherche sur les exoplanètes mène des recherches pour faire progresser nos connaissances et notre compréhension des systèmes exoplanétaires. Ses objectifs sont la détection et la caractérisation des exoplanètes (y compris leurs surfaces, intérieurs et atmosphères) et des systèmes exoplanétaires, y compris la détermination de leurs compositions, dynamiques, énergétiques et comportements chimiques. Cet élément de programme est partagé entre la Division des sciences planétaires ( PSD ) et la Division d'astrophysique de la NASA.

Le Nexus for Exoplanet System Science (NExSS)

En 2015, le programme d'astrobiologie de la NASA au sein du PSD a formé NExSS, un réseau de coordination de la recherche de la NASA dédié à l'étude de l'habitabilité planétaire. Les objectifs de NExSS sont d'étudier la diversité des exoplanètes et d'apprendre comment leur histoire, leur géologie et leur climat interagissent pour créer les conditions de la vie. Les chercheurs du NExSS s'efforcent également de placer les planètes dans un contexte architectural – en tant que systèmes solaires construits au fil des éons par le biais de processus dynamiques et sculptés par des étoiles. Sur la base de notre compréhension de notre propre système solaire et de la planète Terre habitable, les chercheurs du réseau visent à identifier où les niches habitables sont les plus susceptibles de se produire et quelles planètes sont les plus susceptibles d'être habitables. Tirant parti des investissements actuels de la NASA dans la recherche et les missions, NExSS accélérera la découverte et la caractérisation d'autres mondes potentiellement porteurs de vie dans la galaxie, en utilisant une approche de science des systèmes.

The Many Worlds Blog relate la recherche de preuves de la vie au-delà de la Terre écrite par l'auteur/journaliste Marc Kaufman. Many Worlds est soutenu par le programme d'astrobiologie de la NASA et NExSS.

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Détection d'exo-planètes - Astronomie

Objectifs scientifiques pour l'imagerie directe et la spectroscopie des planètes géantes
(2,23 Mo .pdf)

Exigences pour l'imagerie directe des planètes géantes (présenté par Beth Biller)
(25,95 Mo .pdf)

Défis des grands télescopes au sol : TMT
(8.4 MB .pdf)

Science Opportunities with 1m Class Telescopes (EXO-C/S)
(1.94 MB .pdf)

Day 2: Tuesday, April 10, 2018

Topic
Speaker

Introduction and State of the Art of Post-processing

Applying Transit Lightcurve Techniques to Direct Imaging Planet Detection
(7.27 MB .pdf)

Instrument Characterization from Telemetry Data for Post-processing
(9.22 MB .pdf)

Synergies Between Post‐processing, Wavefront Sensing and Coronagraph Design
(15.44 MB .pdf)

Day 3: Wednesday, April 11, 2018

Topic
Speaker

Requirements for Imaging AND Spectroscopy of Habitable Earths
(60.97 MB .pdf)

Large Segmented Apertures in Space: Active vs. Passive
(16.7 MB .pdf)

Coronagraph Fabrication Technologies: Subwavelength Gratings
(9.75 MB .pdf)

Coronagraph Fabrication Technologies: Liquid Crystals
(19 MB .pdf)

Optimized Designs for Segmented Telescopes

Day 4: Thursday, April 12, 2018

Topic
Speaker

Building the Future: in-Space Servicing & Assembly of Large Aperture Space Telescopes
(5.6 MB .pdf)


Voir la vidéo: 5 Murhanhimoista planeettaa. Avaruuden ihmeet ja mysteerit #3 (Juillet 2022).


Commentaires:

  1. Fontayne

    de quoi parler ici ?

  2. Rigel

    Cette excellente pensée, soit dit en passant, tombe

  3. Gabriel

    Je trouve que vous n'avez pas raison. Je suis sûr. Nous discuterons.

  4. Felipe

    C'est honteux !



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