Comment les planètes extraterrestres sont-elles recherchées?

En parlant de vols vers d'autres étoiles, il faut comprendre que nous n'avons pas vraiment besoin d'aller vers les étoiles - nous devons aller vers d'autres planètes, de préférence semblables à la terre et vivables. Et comment savez-vous si les étoiles voisines de la planète? Cela semblerait simple: prenez un télescope plus grand, mais regardez. Si des galaxies éloignées peuvent être envisagées, les planètes et les satellites devraient également voir les étoiles proches. Mais il y a une «petite» complexité: contrairement aux étoiles et aux galaxies, les planètes ne brillent pratiquement pas elles-mêmes, mais ne reflètent que la lumière de leurs étoiles. Une étoile illumine son environnement.Par conséquent, malgré le développement de la technologie astronomique au XXe siècle, la première exoplanète - la planète d'une autre étoile - a été trouvée il y a moins de trente ans.

Aujourd'hui, plusieurs méthodes ont été développées et maîtrisées pour rechercher des exoplanètes.

Observation directe

Un télescope suffisamment grand pourra voir une planète suffisamment grande et éloignée de son étoile. Mais pour cela, vous devez essayer d'utiliser un équipement spécial. Pour se débarrasser de la lumière brillante d'une étoile, un coronographe est utilisé pour rechercher des planètes - un disque opaque dans le schéma optique du télescope, qui vous permet de bloquer la lumière d'une source lumineuse. En combinaison avec l'optique adaptative, ce système vous permet de considérer de grandes planètes éloignées des étoiles voisines. Il est préférable de trouver de "jeunes Jupiters" dans l'infrarouge car ils retiennent un rayonnement thermique élevé dès la formation.



Plusieurs coronographes ont été installés sur les télescopes de 8 mètres des observatoires Gemini et VLT, qui offrent une haute résolution. Et aujourd'hui, seuls quelques systèmes extraterrestres ont déjà pu envisager. Parfois, le système s'avère si jeune que les planètes ne sont pas encore visibles, mais le disque protoplanétaire, comme par exemple dans HR 4796, est clairement visible à une distance de 230 sv ans de nous.



L'étoile du peintre bêta a même pu suivre le mouvement orbital de la planète pendant deux ans.



Le télescope spatial Hubble a également réussi à examiner la planète grâce à de nombreuses années d'observations du disque de poussière autour de l'étoile Fomalhaut.



Dans les années à venir, le nombre d'exoplanètes trouvées et examinées par des méthodes directes ne fera qu'augmenter, mais jusqu'à présent, des corps uniques sont découverts et étudiés. La NASA dirige un projet d'observatoire spatialExo-S , qui se compose d'un télescope dérivé séparément et d'un coronographe. Mais la date de lancement estimée n'a pas encore été annoncée.



La méthode de transit

Cette méthode indirecte vous permet de déterminer le nombre de planètes, leur taille, la période orbitale et les paramètres d'orbite. Dans certains cas, il est même possible de se faire une idée approximative de la composition de l'atmosphère. Actuellement, cette méthode détient un record pour le nombre de planètes découvertes, principalement parce qu'elle permet aux télescopes de travailler à travers les zones, plutôt que de se concentrer sur une cible.

Le principe de fonctionnement de la méthode de transit est la photométrie. Pendant l'observation, la luminosité de l'étoile est enregistrée. Si une planète passe entre nous et l'étoile, alors la luminosité de l'étoile diminue, et ce moment est enregistré sur le graphique de la luminosité.



Si des baisses de luminosité se produisent régulièrement et sont toujours égales, on peut supposer qu'un tel effet est causé par la planète.

Non seulement une planète peut provoquer des fluctuations de la luminosité d'une étoile, mais aussi des cycles internes ou une étoile compagnon. Par conséquent, la méthode de transit nécessite une confirmation par une méthode indépendante. Il y a maintenant plusieurs milliers de candidats au transit qui confirment ou nient progressivement.

Malgré le succès de cette méthode, ses inconvénients sont évidents: tout d'

abord, la planète devrait avoir de la chance avec une orbite située sur la ligne de notre regard depuis la Terre. Par exemple, Vénus vole autour du Soleil tous les 7,5 mois, volant entre nous et lui, mais le transit le plus proche se fera en 2117. Le mercure vole plus souvent, nous attendons le transit le plus proche le 9 mai .
Deuxièmement, comme vous pouvez le voir, la méthode de transit fonctionne mieux pour les planètes proches de l'étoile, en particulier les grandes. Ce fut la méthode de transit qui a généré beaucoup de découvertes de la soi-disant "Jupiters chauds" - planètes géantes proches de leurs étoiles. Il est curieux que ces découvertes aient réfuté la théorie existante de la formation des systèmes planétaires, qui expliquait la distribution des planètes de pierre et de gaz dans le système solaire.
Troisièmement, la recherche d'exoplanètes semblables à la Terre nécessite un long temps d'observation, car il ne suffit pas de détecter un seul transit, vous devez obtenir des statistiques: au moins trois transits. C'est-à-dire Pour détecter, par exemple, la Terre par une méthode de transit, les extraterrestres doivent regarder le Soleil «sans cligner des yeux» pendant trois ans.

Des observations continues à long terme d'un grand nombre d'étoiles sont devenues possibles avec le développement de l'astronautique et le lancement du télescope spatial Kepler. Pour augmenter son efficacité, il a été envoyé dans un amas d'étoiles de la constellation du Cygne. Cela nous a permis de faire de nombreuses découvertes, mais, malheureusement, toutes ces planètes sont à une distance de 2-3 mille St. années, alors physiquement les atteindre ou au moins considérer, nous ne pouvons que rêver.



Kepler a travaillé de manière stable pendant 4 ans, jusqu'à ce que deux des quatre moteurs à volant tombent en panne, ce qui lui a permis de maintenir son orientation. Et vous avez besoin d'au moins trois pour viser sur trois axes, alors maintenant cela fonctionne dans un mode très limité en utilisant deux volants et la pression du soleil comme troisième. Ses performances ont chuté de 95%, mais tant de statistiques ont été accumulées que nous entendrons toujours parler des découvertes faites avec son aide.

La NASA a soutenu le prochain projet de télescope du MIT Institute pour la recherche de transit de planètes à moins de 100 sv. années autour du soleil. Le vol TESS est attendu en 2017. Il semble que ses résultats attireront beaucoup plus l’attention du public, les planètes seront découvertes "de très près".

La méthode de la vitesse radiale (décalage Doppler)

Ma méthode préférée en raison de la précision phénoménale qu'elle fournit et de l'élégante simplicité du principe physique qui a formé sa base.

Mais d'abord, un peu sur la théorie de la spectroscopie. J'espère que tout le monde sait ce qu'est un arc-en-ciel et comment il se forme. Un arc-en-ciel est un spectre naturel du soleil. La composition chimique de l'étoile est cachée dans le spectre de rayonnement, car chaque élément chimique, lorsqu'il est chauffé, brille de sa propre couleur.



La lueur est enregistrée par un spectromètre et, en déterminant les différentes lignes du spectre, il est possible de déterminer la composition de l'objet émetteur. Si la lumière traverse l'atmosphère de la planète ou est réfléchie par la surface, une partie de la lumière est absorbée et des creux se forment dans le spectre, indiquant les éléments chimiques qui ont absorbé la lumière.

Un autre phénomène physique nécessaire pour comprendre la méthode de la vitesse radiale est le décalage vers le rouge et le décalage vers le bleu.



Lorsque l'étoile étudiée s'éloigne de nous, la longueur d'onde de la lumière émise est étirée, en raison de laquelle le spectre entier se déplace vers le côté rouge. Si l'élément est supprimé et émet de la lumière rouge, alors nous l'enregistrons déjà dans la plage infrarouge, s'il est vert, puis en jaune, si bleu, puis en vert, etc.

Le décalage bleu est le processus inverse. Si l'étoile se précipite vers nous, alors son spectre "devient bleu" - il se déplace vers les côtés bleu et ultra-violet.

Comment cela est-il lié à la présence de planètes dans des étoiles lointaines? Patience. Une propriété de plus doit être prise en compte - le mouvement de deux corps à un centre de masse.

Nous savons tous que la terre tourne autour du soleil. Cela semble vrai, mais pas tout à fait. En fait, le Soleil et la Terre tournent autour du même centre de masse, qui ne correspond pas au centre du Soleil. La Terre et la Lune ont un tel effet, tandis que Pluton et Charon ont un centre de masse à l'extérieur de Pluton, donc ils tournent tous les deux autour d'un point conditionnel entre eux.



Bien sûr, la masse insignifiante de la Terre entraîne une fluctuation complètement insignifiante du Soleil - à moins de 50 km, mais Jupiter saucisse déjà légèrement le Soleil, le forçant à dévier 750 000 km. C'est-à-dire Jupiter et le Soleil ainsi que Pluton et Charon tournent autour d'un point dans l'espace.

Et maintenant, nous réduisons tout à une seule méthode de recherche: l'exoplanète, tournant autour de son étoile, l'oblige à tourner avec une déviation de son centre de masse. En conséquence, par rapport à l'observateur externe, l'étoile s'éloignera, puis s'approchera, ce qui conduira soit au rouge, soit au bleu du spectre. Nous pouvons prendre un spectromètre assez sensible, et nous pouvons voir comment le spectre de l'étoile devient rouge et bleu périodiquement, en pleine conformité avec la dynamique orbitale de la planète.



Et enfin, sur la précision de la méthode: le spectrographe HARPS au télescope La Silla de 3,6 mètres de l'Observatoire européen austral vous permet de suivre le mouvement d'une étoile à une vitesse pouvant atteindre 1 mètre (!) Par seconde. Une méthode similaire nous permet de trouver des planètes semblables à la Terre à une distance allant jusqu'à 150 années-lumière de nous, et des «Jupiters» jusqu'à plusieurs milliers d'années-lumière. En règle générale, c'est la méthode de décalage Doppler qui est utilisée pour revérifier les candidats planètes obtenus par la méthode de transit.

Malheureusement, la méthode fonctionne avec précision et nécessite plusieurs observations de chaque objet, elle n'a donc pas le temps de suivre Kepler et n'a pas le temps d'inspecter les étoiles environnantes. Cependant, récemment, HARPS a travaillé pour trouver une planète semblable à la Terre près de notre étoile la plus proche, Proxima Centauri., dans le cadre du projet Pale Red Dot. Les résultats n'ont pas encore été publiés, mais les attentes sont très encourageantes.

En général, ces deux méthodes: le transit et le décalage Doppler, forment presque la base de toutes les recherches:



Passons en revue quelques méthodes plus originales, qui, avec quelques réserves, mais fonctionnent.

Changement de la phase orbitale de la lumière réfléchie

La méthode est similaire au transit, seulement elle n'enregistre pas une diminution de luminosité, mais une augmentation. L'effet se produit lorsque la planète de l'étoile est en quart de phase et qu'une partie de la lumière incidente se reflète dans notre direction. C'est comme l'éclat de la Vénus du soir / du matin, plus la luminosité du soleil. L'effet dépend de la taille de l'exoplanète, de sa proximité avec l'étoile et de la luminosité de la lumière réfléchie. La méthode est grossière, mais elle ne nécessite pas de trouver l'orbite de la planète dans la ligne de notre vue.

Méthode astrométrique

Semblable à la méthode de décalage Doppler, nécessite des observations à long terme, mais ne nécessite pas de spectromètres. Pendant l'observation, la position de l'étoile est soigneusement enregistrée par rapport aux objets voisins, et si des déviations ondulatoires sont observées, cela indique un compagnon plutôt massif, forçant l'étoile à tourner autour d'un centre de masse commun. Il est clair que l'étoile doit être petite et sa planète massive, donc les étoiles doubles et les naines compagnes brunes peuvent être trouvées plus souvent.

Des données astrométriques uniques pour des décennies d'observations ont été accumulées à l'observatoire Pulkovo près de Saint-Pétersbourg. Maintenant, l'observatoire traverse des moments difficiles en raison de la croissance de la métropole et du ciel illuminé.

Méthode de microlentille par gravité

Une méthode originale basée sur les effets de la déviation d'un rayon de lumière par le champ gravitationnel d'objets massifs. L'effet d'une lentille gravitationnelle se produit si exactement sur la ligne de visée il y a deux corps brillants et assez massifs. Par exemple, l'étoile de notre galaxie passe entre nous et une autre étoile ou galaxie éloignée. La gravité d'une étoile proche affecte la lumière d'un objet éloigné, la déviant et formant l'effet d'une "lentille". Si le champ gravitationnel d'une étoile est déformé par la gravité des exoplanètes dans son système, alors la «lentille» se révélera «défectueuse» - avec des violations.



Le développement de cette méthode est la recherche d'effets de lentille provoqués par des planètes invisibles, jusqu'à parcourir la Galaxie sans leurs propres étoiles.



Une recherche similaire a récemment été lancée par Kepler qui a reciblé le centre de la galaxie de la Voie lactée. Au cours de cette manœuvre, la connexion avec le télescope a été perdue, mais maintenant elle a déjà été rétablie, et maintenant nous attendons de nouvelles données du télescope sur les perspectives de la méthode.



Dans un avenir proche, les terriens en apprendront beaucoup plus sur leur environnement. Le lancement de l'Observatoire spatial James Webb et la construction du Télescope extrême européen, l'émergence de spectrographes plus sensibles pour remplacer HARPS, et les résultats du «recensement astrométrique de la galaxie» par l'observatoire Gaia , permettront de mieux comprendre la structure et l'origine des systèmes stellaires proches et éloignés, et de découvrir si nous avons une chance trouver une «Terre de rechange», une vie extraterrestre, ou même les habitants intelligents des exoplanètes.

Source: https://habr.com/ru/post/fr393417/