În astronomie , căutarea exoplanetelor necesită mai multe metode de detectare . Majoritatea acestor metode sunt în prezent indirecte, deoarece apropierea acestor planete de steaua lor este atât de mare încât lumina lor este complet scufundată în cea a stelei.
Metoda vitezei radiale este metoda care a permis elvețian astronomii Michel Mayor si Didier Queloz pentru a detecta prima exoplaneta în jurul stelei 51 Peg . Această tehnică de detectare este una care a oferit cele mai multe rezultate în prezent și este încă utilizată pe scară largă, în special cu spectrografele CORALIE și HARPS , instalate la Observatorul La Silla , din Chile .
Detectarea vitezei radiale constă în utilizarea efectului Doppler-Fizeau . Într-adevăr, mișcarea planetei în jurul stelei sale va induce o ușoară mișcare înapoi a acesteia din urmă, care este detectabilă prin acest efect. Apoi măsurăm variațiile de viteză radială ale stelei și, dacă aceste variații sunt periodice, există șanse mari ca aceasta să fie datorată unei planete. Această metodă favorizează detectarea unei planete masive apropiate de stea (celebrul Jupiter fierbinte ), întrucât, în acest caz, mișcarea indusă asupra stelei este maximă. Cu toate acestea, necesită o stabilitate extremă a spectrografului în timp, precum și o rezoluție spectrală destul de mare, care limitează detectarea la stele destul de luminoase.
Această metodă a făcut până acum posibilă descoperirea majorității planetelor extrasolare despre care știm. Pentru a descoperi planete situate la 1 UA și dimensiunea Pământului , este necesară o precizie foarte mare a instrumentelor, precizie care nu există pentru moment.
În cazul în care înclinarea de orbita planetei în raport cu observatorul este aproape de 90 de grade, sistemul este văzut aproape perfect de la marginea. Astfel, planeta va trece în fața stelei sale și își va reduce luminozitatea foarte ușor. Vorbim apoi de tranzit planetar . Metoda de tranzit constă în primul rând în efectuarea de observații repetate ale numărului maxim de stele pe cer, de ani de zile. Cu o eficiență care depinde în principal de numărul de observații, de precizia acestora și de numărul (necunoscut) de planete cu înclinația și distanța corecte de steaua lor, este posibil să se detecteze tranzitele planetare. După detectarea unui astfel de tranzit, steaua este apoi observată individual de mai multe ori pentru a confirma tranzitul. Într-adevăr, dacă este real, trebuie repetat. Dacă da, se confirmă prezența unui corp care orbitează steaua. Tranzitul oferă în principal două informații:
Când sunt cunoscute și caracteristicile stelei, de exemplu prin identificarea în diagrama Hertzsprung-Russell din tipul său spectral , devine posibil să se estimeze:
În limba engleză tranzit-timing variation (TTV).
Această tehnică este extrem de sensibilă și permite detectarea exoplanetelor suplimentare în sistemele planetare în care este deja cunoscută o planetă în tranzit . Cu această tehnică, pot fi detectate planete de masă la fel de mici ca și cele ale Pământului . În practică, această tehnică constă în a determina dacă tranzitul unei planete în fața stelei sale are loc cu o periodicitate strictă sau dacă există o variație. Această tehnică este complementară căutării variațiilor timpului de tranzit .
Variația timpului de tranzit (TDV)În limba engleză tranzit-duration variation (TDV).
Căutarea variațiilor în durata tranzitului (în engleză transit-duration variation , abreviat TDV ) este o metodă utilizată în special pentru a detecta exoplanetele. Această tehnică este extrem de sensibilă și poate detecta planete suplimentare în sistemele planetare în care este deja cunoscută o planetă în tranzit . În practică, această tehnică constă în a determina dacă tranzitul unei planete în fața stelei sale are loc întotdeauna pe aceeași durată sau dacă există o variație. Această tehnică este complementară căutării variațiilor în momentul tranzitului .
Variația adâncimii de tranzit (TPV)În limba engleză tranzit-depth variation (TPV).
Metoda astrometrică constă în măsurarea cu cea mai mare precizie a poziției absolute a unei stele pe cer. În același mod în care efectul Doppler-Fizeau poate fi utilizat atunci când se observă un sistem din lateral, astrometria poate fi utilizată pentru a observa mișcarea stelei când sistemul este văzut de „sus”. Dacă steaua descrie o elipsă regulată pe cer, aceasta se datorează cu siguranță mișcării induse de o exoplanetă.
Efectul gravitațional de microlensare apare atunci când câmpul gravitațional al unei stele distorsionează spațiul-timp , deviant lumina de la o stea îndepărtată din spatele ei, la fel ca un obiectiv . Acest efect este vizibil numai dacă cele două stele sunt practic aliniate. Astfel de evenimente sunt, prin urmare, rare, durând de la câteva zile la câteva săptămâni, din cauza mișcării relative dintre stele și Pământ. În ultimii 10 ani, au fost observate peste o mie de cazuri.
Dacă steaua care acționează ca lentilă are o planetă, câmpul acesteia din urmă poate avea un efect care, deși este slab, este detectabil. Deoarece acest lucru necesită o aliniere relativ excepțională, trebuie să urmăriți constant stelele îndepărtate pentru a avea un număr suficient de observații. Această metodă, care detectează aceste „microlente gravitaționale”, funcționează mult mai bine pentru planetele apropiate de Pământ și de centrul galaxiei , unde multe stele formează fundalul.
În 1991 , astronomul polonez Bohdan Paczyński de la Universitatea Princeton a propus această metodă. Primele descoperiri au venit în 2002 , când un grup de astronomi polonezi (Andrzej Udalski, Marcin Kubiak și Michał Szymański din Varșovia și Bohdan Paczyński) în timpul proiectului OGLE ( Optical Gravitational Lensing Experiment ), au reușit să-l implementeze. Pe parcursul unei luni, au găsit mai multe planete candidate, dar calitatea observațiilor lipsind, nu au fost confirmate.
De când, datat 16 decembrie 2017, 65 de planete extrasolare au fost detectate cu această metodă. În 2006 , aceasta a fost încă singura metodă de detectare a unor planete similare Pământului.
În februarie 2008 această metodă a făcut posibilă detectarea a șase exoplanete : OGLE-2005-BLG-071L, OGLE-2005-BLG-390L b prima planetă ușoară pe orbită mare, OGLE-2005-BLG-169L și două exoplanete în jurul stelei OGLE-2006-BLG-109.
Un dezavantaj este că este imposibil să reproducem o observație: alinierile sunt unice. Mai mult, planetele descoperite pot fi localizate la mai mulți kiloparseci, ceea ce face imposibilă observarea lor prin alte metode.
Observațiile se fac de obicei cu matrici de telescopuri robotizate. Pe lângă proiectul OGLE, grupul MOA ( Microlensing Observations in Astrophysics ) încearcă să îmbunătățească această abordare.
Proiectul PLANET / RoboNet ( Probing Lensing Anomalies NETwork ) este și mai ambițios. Oferă supraveghere permanentă și oriunde pe glob, capabil să surprindă orice aliniere și să detecteze planete ale masei Pământului.
Detectarea directă a exoplanetelor este una dintre cele mai importante provocări ale instrumentelor astronomice moderne. Se bazează pe imagini de înaltă rezoluție și contrast ridicat (o planetă precum Pământul este de cel puțin un miliard de ori mai puțin luminoasă decât steaua sa), utilizând așa-numitele tehnici optice de adaptare „extreme”, coronografia stelară și procesarea inteligentă a imaginilor , in dezvoltare. Multe proiecte viitoare în cele mai mari telescoape terestre sau spațiale sunt dedicate acestuia, iar viitoarele telescoape gigant de peste 30 de metri în diametru au găsit un motiv pentru a fi acolo.
În teorie, va permite detectarea unei serii de planete de toate dimensiunile în jurul stelelor din apropiere, informându-ne despre formarea sistemelor solare, răspunzând la întrebarea aglomerată „Este al nostru o excepție?” », Și, asociat cu spectroscopia, va putea pentru prima dată să le caracterizeze chimic și termic, dezvăluind dacă viața este posibilă acolo, chiar dacă există acolo.
Eforturile care au abundat în acest domeniu în ultimii ani Ne permit să sperăm la imagini ale planetelor uneori de dimensiunea lui Jupiter până în 2010, a „Jupiterilor” și a unor „ super-Pământuri ” (de 5 ori masa terestră) în 2021 , odată cu sosirea noului telescop spațial James Webb . Planete precum Pământul pot fi, în principiu, detectate în jurul tuturor stelelor cele mai apropiate (<100 de ani lumină) în jurul anului 2030, datorită noilor telescoape gigant și a celor mai recente tehnici de imagistică.
Iată o scurtă descriere a principalelor tehnici de imagistică cu contrast ridicat (care vor trebui utilizate pe o linie de asamblare într-un instrument dacă vrem să imaginăm planete de dimensiunea lui Jupiter sau mai puțin) și proiectele luate în considerare.
Optica adaptivă constă în utilizarea unui senzor de front de undă și optică deformabilă (de obicei o oglindă distorsionată de actuatori) pentru a corecta în timp real turbulența atmosferică, ceea ce limitează rezoluția tuturor telescoapelor terestre cu mai mult de câteva zeci de centimetri în diametru. Este implementat pe toate telescoapele mari, cum ar fi VLT , Keck etc., și în prezent reușește să atingă jumătate din limita de rezoluție fizică impusă de difracție , în infraroșu (banda H).
Cu toate acestea, pentru a imagina o planetă, foarte slabă și foarte aproape de steaua ei, este nevoie să putem separa semnalele respective („să le rezolvăm”) și, mai presus de toate, să împiedicăm lumina stelei să fugă și să-i mascheze pe cei foarte slabi. lumina.planetar. Oglinzile deformabile folosite astăzi nu permit o astfel de performanță: nu se deformează nici suficient de repede (buclă de corecție, rotind la câteva sute de hertz, prea lent), nici suficient de fin (nu sunt suficient de actuatori).
Acum vine vorba de implementarea unor sisteme mai eficiente, incluzând până la trei oglinzi deformabile până la 1064 actuatoare, senzori și valuri frontale mult mai rapide și mai precise decât analizatoarele folosite cel mai des de Shack-Hartmann .
Cele mai recente sisteme optice adaptive din laboratoarele observatoarelor mari raportează o calitate optică care atinge 80% din limita impusă de difracție în aceleași condiții.
Desigur, există o altă soluție pentru a nu fi supus turbulenței atmosferice: trimiterea unui telescop în spațiu . O optică activă (oglindă deformabilă care se mișcă încet) este întotdeauna necesară pentru a corecta defectele ușoare ale opticii telescopului, dar limita de difracție este atinsă fără nicio problemă. De aceea, oamenii de știință speră la noul telescop spațial James Webb al NASA , succesorul Hubble (de 6 ori mai mare), care poartă mai multe instrumente, inclusiv un coronar stelar cu contrast ridicat.
Coronografele stelarePentru a detecta o planetă de un miliard de ori mai puțin luminoasă decât steaua sa , chiar dacă camera utilizată este extrem de sensibilă, este absolut necesar să eclipsăm steaua dacă dorim să avem ocazia să distingem planeta de zgomotul ambiental (zgomotul fotonilor, zgomotul de detectare, reziduuri din optica adaptivă).
Prin urmare, este necesar să ascunzi sau să „oprești” lumina care scapă în jurul stelei, și numai pe cea a stelei, cât mai aproape de ea. Reproducă eclipsa , astfel încât, folosind coronagraphs , instrumente inventat de Bernard Lyot în mijlocul XX - lea secol pentru a observa coroana solară și modificată în 80 pentru a observa exoplanete.
Aceasta este o adevărată provocare, deoarece difracția împiedică mascarea unei surse cu o mască atât de mică (care ascunde doar steaua și nu planeta): lumina „se scurge”, chiar și cu un sistem optic.
Multe coronografe au fost dezvoltate pentru a rezolva această problemă: folosesc cache-uri ușor modificate (derivate din principiul Lyot), încearcă să elimine difracția prin înmuierea marginilor fasciculului de lumină înainte de mască sau se joacă la interferențele de la lumina stelei pe în sine. De exemplu, la sfârșitul anilor 2000 , exoplaneta Fomalhaut b a fost descoperită de un astfel de instrument. De asemenea, a fost prevăzută o altă tehnică, constând în plasarea în spațiu a unei nave oculte la o distanță mare de telescop. Iată cele mai multe dintre principiile dezvoltate până în prezent, precum și performanțele și punctele slabe ale acestora:
Coronografele Lyot modificate
Coronografe de apodizare
Coronografe interferențiale
Corector exterior
În plus, o optică activă este uneori asociată cu coronograful, pentru a corecta micile defecte inerente opticii sale.
Procesare specială de imagini sau imaginiPentru cea mai mare parte, coronographs încă lasa prin raze aberante de lumină (defecte optice, erori de corecție turbulență), și lumina reziduală de stele, vizibile sub formă de speckle boabe ( „pistrui“ în limba franceză), este încă de multe ori de 1000 de ori mai luminos decât planeta de observat.
Cele Speckles provenind din aberațiile atmosferei sau a telescopului in sine, pot fi mediate sau corectate prin sisteme optice adaptive, dar sunt adesea statice picățele datorită aberațiile optice ale Coronograf. Următoarele tehnici urmăresc în special eliminarea acestor din urmă pete statice.
Imaginea diferențială simultană
Imaginea diferențială rotațională
Cameră auto-coerentă (Obs. Meudon, Franța)