Méthodes de détection des exoplanètes

Les nouvelles de la découverte de planètes près d'autres étoiles de notre galaxie apparaissent de plus en plus, et beaucoup peuvent être intéressés par deux questions: pourquoi, avec tout le développement de l'astronomie, la première découverte confirmée d'une exoplanète n'a eu lieu qu'en 1991? Et pourquoi, malgré le fait que le nombre de planètes ouvertes a dépassé le millier - des exoplanètes similaires aux nôtres, il n'y en a que quelques-unes?
Malgré le nombre d'exoplanètes ouvertes, la grande majorité d'entre elles ne peut pas être vue même avec le meilleur télescope existant actuellement. La raison en est que les planètes sont des objets incroyablement faibles - la lumière qu'elles émettent peut être des millions et des milliards de fois plus petite que la lumière provenant de leur étoile. Et si les planètes sont énormes et sont proches de leurs étoiles (les soi-disant «Jupiters chauds»), alors le rayonnement de leur part est encore des milliers de fois plus petit. Mais en même temps, ils sont presque impossibles à voir, car une résolution angulaire incroyable est requise - sur les télescopes modernes, ils fusionnent simplement avec leurs étoiles.
Mais en quelque sorte, on les trouve? En effet, il existe plusieurs méthodes indirectes qui permettent de détecter les exoplanètes, la plupart basées sur l'enregistrement de l'influence de la planète sur leur étoile.


Calendrier de découverte des planètes par année (les couleurs indiquent le rapport des planètes ouvertes par méthodes). Le saut de 2014 est l'effet du traitement des données du télescope spatial Kepler (la partie verte est la méthode de transit qu'il a utilisée).

Un article avec la première découverte confirmée d'une exoplanète a été publié en 1991, bien que plusieurs découvertes non confirmées à l'époque aient été faites trois ans plus tôt. Il a été découvert par un pulsar (une étoile à neutrons avec un champ magnétique) et il y avait des raisons à cela:

Observation radio des pulsars (méthode de pulsation périodique)


Le concept du système planétaire d'un pulsar PSR B1257 + 12

La découverte des pulsars eux-mêmes est une histoire très intéressante, mais dans ce cas, nous sommes intéressés à les observer. Ils ont une fréquence de signal extrêmement précise, qui diminue très lentement en raison du rayonnement associé à leur rotation. Une planète en orbite autour d'une étoile provoque inévitablement des déplacements mineurs de son étoile, ce qui, à son tour, est un changement périodique de la fréquence du pulsar, qui ne peut être expliqué par aucune autre raison. De plus, fondamentalement, même des antennes directionnelles ne sont pas nécessaires - il suffit de capturer avec précision la fréquence et la force du signal de cette étoile à neutrons. Le signal radio passe bien à travers l'atmosphère et les radiotélescopes au sol sont suffisants pour de telles études.
Avantages: cela ne dépend pas de la distance à l'observateur, plutôt d'un équipement simple (selon les normes de l'astronomie)
Inconvénients: il permet de détecter uniquement les planètes qui tournent sur des orbites parallèles à l'observation (ou à proximité); Il y a peu d'étoiles à neutrons dans leur nombre total, il y a encore moins de pulsars parmi eux, donc le nombre total d'étoiles découvertes par cette méthode est petit.

Méthode Doppler


Le spectre d'absorption de l'hydrogène (la partie principale de la plupart des étoiles)

La principale façon d'étudier les étoiles est une analyse spectrale de sa lumière, qui varie d'un type à l'autre, mais a également des paramètres communs - par exemple, les zones d'absorption de l'hydrogène et de l'hélium, qui sont majoritaires dans n'importe quelle étoile. Ces lignes noires étroites dans le spectre d'émission d'une étoile sont indépendantes de ses propriétés et sont constantes pour tout l'Univers. Et s'ils s'avèrent décalés par rapport à leurs positions d'origine - cela signifie que l'étoile se déplace vers nous (décalage vers la région violette du spectre) ou depuis nous (décalage vers la région rouge du spectre). L'effet qui sous-tend cette méthode est bien décrit sur Wikipedia .
Si l'étoile a son propre système planétaire, alors elle tourne près du centre de masse commun en place avec la ou les planètes, et la ou les planètes «balancent» ainsi l'étoile. D'où les limitations - les planètes trop légères n'affectent pratiquement pas le mouvement de leurs étoiles, et avec de grands rayons de révolution - l'effet de la rotation d'une planète lourde s'enfonce dans le bruit de l'étoile elle-même **.
Avantages *: cela ne dépend pas de la distance à observer, une condition suffisante est la capacité d'accumuler de la lumière pour l'analyse spectrale dans un délai raisonnable.
Inconvénients: il permet de détecter uniquement les planètes qui tournent sur des orbites parallèles à l'observation (ou à proximité); a une restriction sur le rapport masse étoile / masse planète **.

Méthode de transit


Le changement de luminosité de l'étoile Kepler-6 passant par le disque de l'exoplanète Kepler-6 b (donné par le télescope Kepler) Il est

basé sur le fait que la planète, en rotation, passe en la fermant partiellement en face de son étoile. La taille de la planète est beaucoup plus petite que ses étoiles - pour la Terre, ce chiffre est d'environ 10000, pour les exoplanètes, elle peut différer d'un ordre de grandeur (pour les planètes de la taille de Jupiter) et vers le bas (grandes planètes de naines blanches).
Pour le moment, c'est la plus «féconde» du nombre de planètes ouvertes, principalement grâce au télescope spatial Kepler, qui a fonctionné selon cette méthode.
Avantages: ne dépend que de la magnitude apparente - pour les étoiles brillantes a une large plage de détection; permet de détecter des planètes avec des périodes de révolution de plusieurs années (le principe n'est limité que par la période d'observation - pour confirmer la découverte de la planète, il est nécessaire d'enregistrer au moins deux fois le passage de la planète à travers le disque stellaire).
Inconvénients: il permet de détecter des planètes qui tournent parallèlement à l'observateur et traversent le disque stellaire de leur étoile (l'angle est beaucoup plus petit que la méthode Doppler); a une restriction sur le rapport diamètre étoile / diamètre planète **.

Méthode astrométrique


Influence d'une planète en rotation sur son étoile

Comme la méthode Doppler, elle est basée sur le mouvement d'une étoile sous l'action d'une planète tournant près d'elle. Il dépasse les précédents en complexité, car nous devons déterminer des déplacements insignifiants de l'étoile dans le ciel (le centre de masse du système planétaire est souvent situé "à l'intérieur" de l'étoile elle-même), bien que même les déplacements de la rotation de la Terre autour du Soleil, utilisés pour mesurer les parallaxes stellaires, ne permettent que des mesures précises des distances jusqu'aux étoiles de notre galaxie.
Avantages: permet de détecter des planètes éloignées de leurs étoiles (plus la planète s'éloigne du centre de masse - plus l'étoile sera éloignée de ce centre, ainsi elle "oscillera" avec une amplitude plus grande, bien que beaucoup plus lente); avec l'observation directe, il vous permet de détecter des planètes dont les orbites de rotation sont perpendiculaires à l'observateur. ***
Inconvénients: vous permet de détecter des planètes qui tournent sur des orbites perpendiculaires à l'observateur (ou à proximité); la portée est limitée par la capacité de détecter la rotation angulaire d'une étoile.

Méthode de microlentille par gravité



La méthode est basée sur le fait que la lumière est déviée par la gravité, et si une autre étoile avec un système planétaire apparaît sur le chemin entre nous et une étoile, elle collectera la lumière d'une étoile éloignée comme une énorme lentille. Initialement, cette méthode a été proposée pour rechercher des trous noirs - qui ne peuvent pas être détectés par des observations directes, si des volumes importants de matière ne tombent pas sur le trou noir, ou si le trou noir n'est pas au dernier stade d'évaporation (ce qui est trop long pour les trous noirs formés à la suite de l'effondrement des étoiles - le projet de loi va à des dizaines de milliards d'années). Maintenant, cette méthode est principalement utilisée pour rechercher des traces de matière noire, mais vous permet également de découvrir simultanément les planètes.
C'est avec cette méthode que l'on a découvert l'exoplanète la plus éloignée connue à l'heure actuelle - OGLE-2005-BLG-390L, où OGLE signifie "une expérience optique sur le cristallin gravitationnel".
Avantages: permet d'ouvrir des planètes dans des étoiles très faibles, jusqu'à des planètes individuelles éloignées des étoiles.
Inconvénients: comme la méthode de transit, elle nécessite l'alignement précis de trois corps en ligne - une étoile éloignée - une étoile avec un système planétaire - la Terre, et pour cette raison elle ne permet pas de découvrir un nombre important de planètes.

Observation


directe Photographie directe de l'exoplanète HD95086 b, prise avec un télescope au sol avec optique adaptative VLT


Photo du système planétaire HR 8799, prise par le télescope Hale de 5,1 mètres de l'Observatoire Palomar, bien qu'il ne soit pas l'un des plus grands pour le moment, mais il vous permet de bien évaluer les problèmes associés à l'exploration planétaire directe - ils sont à peine visibles sur le fond du bruit de la matière remplissant le système stellaire et le bruit émis par l'atmosphère terrestre.

La méthode elle-même parle d'elle-même. Pour sa mise en œuvre, un petit disque est placé au centre du télescope, obscurcissant l'étoile elle-même, tandis que les planètes entourant cette étoile deviennent visibles. S'il s'avère suffisant pour isoler la lumière provenant de la planète elle-même, alors en appliquant à cette connaissance de la lumière provenant de l'étoile elle-même (celle qui tombe à la surface de cette planète), on peut juger de la substance dont se compose cette planète. D'autres méthodes ne permettent de juger la composition de la planète qu'indirectement, par sa densité, et présentent une erreur de prédiction élevée.
Avantages: par la brillance, il est possible de déterminer le rapport albédo / surface de la surface éclairée, par analyse spectrale - la composition de l'atmosphère et de la surface (d'autres méthodes ne permettent pas de mesurer ces paramètres).
Inconvénients: il nécessite des télescopes de plus grandes tailles que les autres méthodes (pour l'observation, le télescope «voyant» les étoiles est de quelques magnitudes stellaires plus petit); pour les planètes proches de leurs luminaires, la résolution devient une limitation (qui est résolue en utilisant des télescopes espacés dans l'espace), pour les télescopes terrestres, la recherche directe de planètes est un problème encore plus important que pour les spatiales (partiellement résolu par l'optique adaptative).

Comme on peut le voir dans cette description, aucune méthode ne permet de détecter des planètes sur des orbites (à l'exception de la méthode d'observation directe, si vous avez un télescope de taille presque infinie, bien sûr). De plus, chaque méthode est complémentaire de l'autre - généralement, leur utilisation conjointe nous permet de déterminer des paramètres tels qu'une méthode n'a pas pu être déterminée. Supposons que les méthodes de transit et Doppler nous permettent de mesurer l'aire et la masse de la planète, respectivement, et en fonction de ces paramètres - la densité et la gravité de cette planète.


Liste des planètes potentiellement habitées de l'Université de Porto Rico à Arecibo (Université de Porto Rico à Arecibo)

À l'heure actuelle, on connaît déjà la 31e planète située dans la zone habitable, toutes ont une masse proche de la Terre, ou plus. Cela est uniquement dû à l'imperfection de notre technologie - un objet lourd peut être vu de plus grandes distances qu'un objet léger. Avec l'amélioration de notre technologie, la découverte de planètes de taille similaire à la Terre, ou moins dans les systèmes planétaires existants et dans les étoiles proches, qui n'ont pas encore trouvé leurs planètes, va commencer. Dans le même temps, les planètes lourdes n'arrêteront pas de découvrir - seule la zone de leur détection ira plus loin.

Maintenant, bon nombre des plus grands télescopes sont utilisés pour rechercher des exoplanètes (ainsi que d'autres études scientifiques, bien sûr), en raison de la croissance constante de la complexité de la recherche astronomique, de nombreux télescopes sont maintenant utilisés ensemble, ce qui vous permet de bénéficier d'interférences - ce sont l'Observatoire Keck à Hawaï, très grand Télescope (VLT) de l'Observatoire de Paranal au Chili et du grand télescope binoculaire (LBT) en Arizona.
Le télescope spatial Kepler est devenu le premier spécialiste à cet effet, et sa spécialisation a porté ses fruits - en trois ans de travail, il a permis de découvrir plus d'un millier de planètes, et ses données continuent d'être utilisées pour ouvrir des planètes pendant plus de deux ans. Maintenant, une certaine «rupture» peut se former, lorsque toutes les données de Kepler seront traitées, et son successeur - «Tess» ne sera lancé qu'en 2017 et pas un grand nombre d'exoplanètes ne seront ouvertes par les télescopes existants.
Une percée importante dans ce domaine, et de nombreux autres domaines de l'astronomie est prévue avec le lancement du télescope spatial James Webb, prévu pour la fin de 2018. Il n'est pas destiné uniquement à la recherche d'exoplanètes, mais sera lancé pour remplacer Hubble - cependant, ses capacités seront tout à fait suffisantes pour des avancées significatives dans la recherche d'exoplanètes en général, et de planètes comme la Terre en particulier.
Les futurs plus grands télescopes - le télescope géant de Magellan (GMT), le télescope de trente mètres (TMT) et le télescope européen extrêmement grand (E-ELT) auront des capacités à la mesure de James Webb, et l'E-ELT le dépassera dans presque tout. Les deux derniers télescopes seront construits respectivement près des observatoires Keck et VLT, ceci en raison de conditions favorables pour des observations difficiles à obtenir ailleurs. Ces télescopes vous permettront de découvrir de nombreuses nouvelles exoplanètes, mais plus important encore, la barre inférieure de leur détection s'élargira, ce qui vous permettra de trouver beaucoup plus de planètes terrestres, et les planètes sont beaucoup plus petites que la nôtre, jusqu'à la découverte de lunes dans les exoplanètes.

* L'évaluation des avantages et des inconvénients des méthodes est basée sur la complexité totale de la méthode, les télescopes hautement spécialisés peuvent être «affûtés» pour une méthode spécifique, et ne peuvent pas utiliser d'autres méthodes du tout.

** Les difficultés techniques dans cette direction ont déjà été pratiquement résolues, et nous sommes tombés sur le «plafond théorique» de ces méthodes - les problèmes sont liés au fait que les étoiles ne sont pas des objets statiques, elles «respirent» en quelque sorte, par exemple, notre Soleil a un prononcé 11- cycle d'été, et plusieurs périodes plus et moins que cela, qui n'ont pas une telle constance. Ce sont ces fluctuations qui interfèrent avec les mesures - à un moment donné, le niveau de signal / bruit devient si faible que l'effet de la rotation de la planète devient impossible à isoler avec un télescope arbitrairement bon.

*** Les orbites parallèles et perpendiculaires des planètes sont indiquées dans les lacunes car elles limitent fondamentalement le nombre d'orbites possibles sur lesquelles les planètes peuvent être détectées à des valeurs inférieures à 50%. L'avantage est dû au fait que les planètes sur des orbites perpendiculaires à l'observateur ne permettent de détecter que deux des méthodes.

L'article utilisait des photographies de wikipedia.org et une sous - section du site Web JPL NASA consacrée à ce sujet. Et aussi une liste de planètes potentiellement habitées de l'Université de Porto Rico dans la ville d'Arecibo.

Source: https://habr.com/ru/post/fr384559/