Demandez à Ethan: combien de planètes le télescope Kepler a-t-il vu?

Image du télescope Kepler

Combien de planètes y a-t-il dans notre galaxie? Il y a 30 ans, la réponse à une telle question se situait dans le domaine de la pure conjecture, car alors nous n'avions pas encore trouvé une seule planète en dehors du système solaire. Si vous rembobinez aujourd'hui, il s'avère que nous avons déjà trouvé directement des milliers de telles planètes - et la plupart d'entre elles ont été découvertes par la mission Kepler de la NASA . Mais malgré tous les succès de Kepler et toutes ces nouvelles découvertes, les planètes les plus intéressantes qu'il a ratées restent. Combien y en a-t-il? Notre lecteur Rudy Siegel (pas un parent) veut savoir:

Étant donné que Kepler utilise la méthode de transit pour détecter les exoplanètes , combien d'entre elles sautons-nous en raison de l'inadéquation des plans écliptiques?

La réponse se compose de deux parties: nous avons raté 99% de ces planètes, mais la raison pour laquelle la plupart d'entre elles sont manquantes n'est en aucun cas liée à l'alignement de l'écliptique.


Variétés des planètes découvertes de Kepler. Les planètes gravitent vers une grande taille et à proximité d'une étoile

Le télescope Kepler a travaillé sur le principe d'observer quotidiennement une petite partie de notre galaxie pendant trois ans, jusqu'à la date limite de la mission préliminaire. Il regarda l'une des sections d'un bras en spirale et, malgré le champ de vision étroit, il observa immédiatement 150 000 étoiles, suivant de minuscules changements périodiques de leur luminosité. Plus précisément, si l'étoile est devenue un peu plus faible pendant une courte période de temps, puis a retrouvé sa luminosité d'origine, après quoi un tel cycle s'est répété après un certain temps, cet événement a été noté comme candidat pour la planète.


A gauche se trouve le principal transit, à droite la découverte de l'exoplanète KOI-64

Cette méthode est connue comme la méthode de transit pour la découverte d'exoplanètes. L'orientation des systèmes solaires par rapport à la nôtre peut être quelconque, mais parfois nous en trouvons une dans laquelle une planète se déplaçant autour d'une étoile qui est en ligne de vue directe de notre point de vue coupe cette ligne. Mais une diminution temporaire de la luminosité peut provoquer d'autres phénomènes:

• Un astéroïde volant de la ceinture de Kuiper à l' intérieur de notre système solaire;
• Planète orpheline dans les profondeurs de l'espace interstellaire;
• Un système d'étoiles doubles dans lequel l'un d'eux recouvre l'autre;
• La variabilité interne de la luminosité de l'étoile elle-même - par exemple, une grande tache sombre et froide.

En 2006, Mercure a traversé le Soleil, mais une grande tache sur le disque du Soleil a beaucoup plus réduit sa luminosité.

Mais si cet échec de luminosité de même ampleur se répète, et encore plus plusieurs fois, il devient un excellent candidat pour une observation ultérieure par une autre méthode. Jusqu'à présent, environ la moitié des candidats planétaires identifiés par Kepler se sont révélés être de vraies planètes - et il y en a déjà plusieurs milliers. Pour le champ de vision de Kepler, ce n'est pas tant pour 150 000 étoiles étudiées. Et l’intuition du lecteur était juste - la coïncidence de l’écliptique affecte vraiment cela.


Il y avait environ 150 000 étoiles dans le champ de vision de Kepler, mais seulement quelques milliers ont été enregistrées. En théorie, presque toutes ces étoiles devraient avoir des planètes.

Les étoiles peuvent être des corps assez grands - même les plus petits d'entre eux dépassent 100 000 km de diamètre, mais les distances jusqu'à leurs planètes sont énormes, de millions à des milliards de kilomètres le long du grand demi-axe. Dans notre système solaire, la planète la plus proche du Soleil est Mercure, qui se déplace assez souvent à travers le disque du Soleil. Mais c'est uniquement parce que toutes les planètes du système solaire sont approximativement dans le même plan! Si nous étions en dehors du système solaire, nous serions dans une orientation aléatoire par rapport au plan de l'écliptique, et ce n'est qu'avec une petite fraction des directions que nous pourrions voir le passage de Mercure.


Planètes / gamme de degrés / chance de coïncidence réussie des avions.
À partir d'un endroit aléatoire dans l'espace, compte tenu de la taille relative et de la distance orbitale de chaque planète, par rapport au Soleil, vous pouvez calculer les chances de voir le passage. Le plus éloigné du Soleil, le moins de chance. Lors du calcul du tableau, le temps et les dimensions n'ont pas été pris en compte.

Nous pouvons calculer cette fraction pour chaque planète à partir du système solaire et constater que plus nous sommes proches de l'étoile, plus nos chances sont grandes. Même Mercure a moins de 1% de chances de se retrouver dans le même plan avec l'observateur, et au moment où vous vous déplacerez sur l'orbite de Jupiter, la probabilité sera de 1 en 2000. Évidemment, Kepler manque la plupart des planètes, et l'orientation du passage joue un grand rôle ici.

Mais il y a d'autres facteurs dont l'importance peut être encore plus grande.


Kepler a été conçu pour observer les passages planétaires, mais même une grande planète se déplaçant autour d'une étoile ne peut bloquer qu'une petite fraction de sa lumière, réduisant sa luminosité de pas plus de 1%. Plus la planète est petite par rapport à son étoile parente, plus vous devez capturer de passes pour obtenir un signal fiable.

La taille joue également un grand rôle - la taille d'une planète qui passe par rapport à son étoile parente. Si l'exoplanète couvre 1% de la surface de l'étoile parente pendant le passage, Kepler la verra facilement. S'il couvre 0,1% de la surface, il devra parcourir l'orbite 10 fois afin d'accumuler un signal avec une fiabilité comparable. 100% des planètes de la taille de Mercure sont trop petites pour être visibles à côté des étoiles semblables au soleil. Il en va de même pour les planètes de la taille de Mars. La façon la plus simple de voir les plus grandes planètes en orbite autour des plus petites étoiles est précisément ce que Kepler a découvert.


Le nombre de planètes découvertes par Kepler, triées par taille, en mai 2016, lorsque les scientifiques ont publié la plus grande liste de planètes. Le plus souvent, des planètes telles que la super-Terre ou le mini-Neptune sont trouvées, et seule une petite fraction des planètes est plus grande que la Terre.

Enfin, il y a une question de temps. La mission de Kepler a duré trois ans, elle a donc pu détecter plusieurs passages de ces planètes qui ont fait une révolution complète, beaucoup plus souvent. Toutes les géantes gazeuses de notre système solaire, malgré leur taille, resteraient invisibles à Kepler! Si nous mettons tout cela ensemble, nous verrons plusieurs paramètres de base qui doivent converger pour que Kepler puisse découvrir la planète:

• L'orientation du système planétaire doit être suffisamment bonne pour que le monde observé passe à travers le disque de son étoile de notre point de vue.
• La planète doit être suffisamment grande par rapport à la taille de l'étoile, de telle sorte qu'elle bloque beaucoup de lumière pour un nombre donné de passes.
• La planète doit être suffisamment proche de l'étoile parente pour effectuer au moins deux passes au cours de la période d'observation.

Bien que Kepler ait trouvé des planètes terrestres, la plupart des planètes ouvertes se sont avérées être plus grandes que la Terre et situées plus près de leur étoile que la Terre - c'est juste que ces planètes sont plus faciles à trouver.

Il y a une grande tentation d'extrapoler le nombre de planètes en fonction de celles trouvées et de calculer combien de planètes devraient être basées sur le nombre d'étoiles dans la galaxie, mais nous n'avons tout simplement pas de données pour cela. Nous avons mesuré toute une montagne de planètes, et sur la base de la relation de la distance et de la période orbitale, nous pouvons dire avec confiance que le rapport du nombre de planètes au nombre d'étoiles est au moins 1000 fois plus élevé que ce que nous avons vu. Mais nous n'avons pas suffisamment de données pour les frontières extérieures de la galaxie. En utilisant les méthodes à notre disposition, nous aurions à mener des recherches pendant des centaines d'années pour comprendre quelle image est typique. Mais il y a une autre chance.


Le schéma conceptuel du télescope spatial LUVOIR , qui sera situé au point Lagrange L2, agrandira le miroir principal avec un diamètre de 15,1 m et commencera à explorer l'Univers, nous transférant la richesse indicible des connaissances en astronomie et science en général

Les télescopes de 30 mètres comme le télescope géant magellanique et le très grand télescope européen devraient potentiellement être capables de voir directement les mondes extérieurs, grâce à la lumière réfléchie par eux, et la machine de rêve, LUVOIR, un télescope de la classe 10-15 m, peut généreusement nous fournir des informations sur les planètes qui sont impossibles avec le courant la technologie. [ LUVOIR n'est pas un appareil spécifique, mais simplement un ensemble d'exigences et de demandes pour des télescopes de nouveau niveau. Un représentant de cette classe est, par exemple, le projet ATLAST , mais il sera lancé au plus tôt en 2035 / env. perev. ]. Et jusqu'à ce que nous ayons certaines données sur ce qui se trouve dans l'espace, nous ne pouvons qu'imposer des limites plus basses et faire des estimations. Maintenant, on pense que dans notre galaxie, il y a des milliards de planètes - mais nous voulons ne pas savoir, mais savoir. Avec une chance modérée, pas de très gros investissements et beaucoup de travail acharné, nous pouvons obtenir une réponse à cette question en quelques décennies seulement.

Ethan Siegel - astrophysicien, vulgarisateur scientifique, auteur de Starts With A Bang! Il a écrit les livres «Beyond the Galaxy» [ Beyond The Galaxy ] et «Tracknology: the science of Star Trek» [ Treknology ].

FAQ: si l'Univers se développe, pourquoi ne nous développons-nous pas ? pourquoi l'âge de l'univers ne coïncide pas avec le rayon de sa partie observée