ESEP

La méthode des vitesses radiales

Severine Raimond — 2013-02-05T12:38:01Z

La méthode des vitesses radiales est une méthode spectroscopique utilisée dans la recherche d'exoplanètes. Cette technique est la plus utilisée dans la détection de planètes extra-solaires.
Elle a permis de découvrir la grande majorité des exoplanètes, soit plus de 500.


Schéma explicatif de la méthode des vitesses radiales: L'oscillation de l'étoile, révélée par les décalages de raies dans son spectre, atteste de la présence d'une exoplanète.
Crédits : ESO

Cette méthode d'observation indirecte se base sur le fait que l'exoplanète et son étoile se déplacent en réalité l'une autour de l'autre, autour de leur centre de masse. Compte tenu du rapport de masse gigantesque entre l'étoile et sa planète, le mouvement de l'étoile est très faible.

Cependant, en observant le spectre de l'étoile, l'effet Doppler-Fizeau permet de rendre compte des variations de sa vitesse radiale, c'est-à-dire de son mouvement.
Quand l'étoile se rapproche légèrement de nous, les raies du spectre stellaire sont décalées vers le bleu, tandis que lorsque l'étoile s'éloigne, les raies du spectre sont décalées vers le rouge.
Il est alors possible en analysant le déplacement des raies de mettre en évidence la présence d'une exoplanète et de déterminer sa masse.

Les magnétosphères planétaires

Severine Raimond — 2013-02-01T16:22:40Z

L'étude des magnétosphères planétaires est un domaine expérimental riche pour les plasmas naturels, avec des phénomènes présents dans les plasmas astrophysiques qui ne sont pas directement accessibles par des observations in situ (disques magnétisés, interactions étoile/exoplanètes, etc…).

Une étude comparative d'exoplanètes réalisée avec différents instruments a permis aux équipes de se construire une expérience considérable dans cette spécialité. Un exemple d'une telle collaboration concerne les observations de Saturne par Cassini et les futures observations de Mercure avec Bepi Colombo.


Tempête géospatiale: Cette éjection de masse coronale en provenance du Soleil, responsable de la météorologie de l'espace, va interagir avec la magnétosphère terrestre en produisant des tempêtes géospatiales.
Crédits : NASA

L'émission en infrarouge lointain (FIR) provenant du Soleil

Severine Raimond — 2013-02-01T16:21:15Z

Le Soleil est l'accélérateur de particules le plus efficace du système solaire et offre des opportunités incomparables pour étudier les questions générales concernant l'accélération des particules dans les plasmas astrophysiques.
La possibilité pour une étoile d'accélérer des particules est un élément déterminant dans son impact sur les environnements planétaires, pouvant réduire les chances de développer la vie et posant dans tous les cas des contraintes.
L'amélioration du diagnostic des particules énergétiques est également cruciale pour mieux comprendre la production de particules énergétiques et leurs effets potentiels dans le contexte de la météorologie de l'espace.

Tandis qu'une expertise conséquente a été acquise dans les observations des rayons X durs, des rayons gamma et des micro-ondes pour enquêter sur les éruptions et les particules accélérées, il y a une différence d'intensité de deux ordres de magnitude dans les longueurs d'onde entre le rayonnement proche infrarouge et le rayonnement à 1 mm qui n'a jamais été observé.
On s'attend à ce que cette bande correspondant au rayonnement infrarouge lointain ou FIR (de l'ordre du THz) apporte des informations fondamentales sur les éruptions.

Alors que l'on pensait que le spectre des éruptions solaires dans le domaine submillimétrique était l'extension continuellement décroissante du spectre gyrosynchrotron – dû aux électrons relativistes – dans les longueurs d'onde centimétriques et millimétriques, certaines des premières observations apportent une surprise majeure : au lieu de décroître continuellement à mesure que les longueurs d'onde deviennent petites, le spectre commence par augmenter lorsque les longueurs d'onde raccourcissent dans les plus grandes éruptions.
L'origine de cette nouvelle composante (Rayonnement produit dans les éruptions à partir d'une seconde population d'électrons ? Rayonnement synchrotron provenant de positrons relativistes ? Autres mécanismes d'émissions ?) est toujours inconnue en grande partie.
Etudier le spectre de cette composante dans la bande spectrale de l'infrarouge lointain – qui est encore inobservé – fournira des indices supplémentaires pour découvrir sa nature. ESEP va permettre de renforcer la collaboration récemment entreprise sur ce sujet.

La reconstruction de l'irradiation ultraviolette (UV)

Severine Raimond — 2013-02-01T16:17:21Z

Le Soleil émet un rayonnement dans toutes les longueurs d'onde, mais la puissance rayonnée, sa variabilité et son origine physique dépendent fortement de la longueur d'onde considérée.

Les rayons X mous (entre 0,1 et 10 nm), les rayons ultraviolets extrêmes ou EUV (entre 10 et 121 nm) et la bande UV en général (entre 10 et 400 nm) sont d'un intérêt particulier à la fois pour la physique solaire et pour les études sur l'environnement spatial.
En effet, cette partie très variable du spectre solaire est émise majoritairement par la couronne solaire dynamique et est assez énergétique pour ioniser et dissocier les ions dans les hautes atmosphères planétaires.

L'irradiation UV montre aussi plusieurs effets liés à la météorologie de l'espace tels que des variations sur la trajectoire des satellites et des altérations des communications transionosphériques.
Le défi principal avec l'irradiation UV est son observation puisque les mesures proviennent de l'espace, où les instruments se détériorent rapidement. Par conséquent, plusieurs stratégies ont été mises en place afin de reconstruire les informations manquantes.

Différents partenaires d'ESEP ont développé diverses démarches dans ce but, fournissant une opportunité unique de collaborer sur ce problème difficile dont l'issue n'est pas seulement pertinente pour la science spatiale mais aussi pour l'étude de la relation entre le Soleil et le climat.

L'étude de l'irradiation solaire

Severine Raimond — 2013-02-01T16:11:48Z

Les laboratoires impliqués au sein d'ESEP possèdent une grande expérience dans les mesures de l'irradiation solaire à différentes longueurs d'onde et de leurs variations avec l'activité du cycle solaire. Le but est de mettre en commun ces mesures pour couvrir autant que possible la totalité du spectre solaire, offrant ainsi de multiples données pour les études terrestres et planétaires.


Spectre solaire: Crédits : LESIA/Observatoire de Paris

L'imagerie directe

Severine Raimond — 2013-01-31T16:04:36Z

Cette méthode dépend du développement de l'imagerie à haute résolution angulaire. Elle a donné ses premiers résultats dans le domaine des planètes extrasolaires assez récemment et concerne de nombreux projets instrumentaux basés au sol ainsi que dans l'espace.

Les planètes possédant un demi-grand axe important (bien supérieur à 10 fois la distance Terre - Soleil) sont accessibles pourvu que les étoiles autour desquelles elles orbitent se situent dans le voisinage solaire.

Cette méthode explore la zone transitoire entre les compagnons de faible masse comme les naines brunes, et les planètes géantes. L'imagerie directe est une première étape vers la spectroscopie directe qui constitue un des objectifs scientifiques de la génération des télescopes géants tels que l'ELT.


L'exoplanète 2M1207b détectée par imagerie directe: Image composite en proche infrarouge de l'exoplanète 2M1207b en orbite autour de son étoile, réalisée avec l'instrument NACO du VLT en 2004.
Crédits : ESO

La méthode des microlentilles

Severine Raimond — 2013-01-31T16:01:28Z

Cette méthode photométrique a permis la détection d'environ 20 planètes.
Cette technique se base sur l'amplification de la lumière résultant d'un alignement parfait entre une étoile lointaine et une étoile plus proche située sur sa ligne de visée. L'étoile lointaine agit comme un phare sur l'étoile intermédiaire qui peut donc émettre une luminosité relativement faible, contrairement à la méthode des transits qui concerne seulement des étoiles brillantes.

Cette méthode des microlentilles donne donc accès à des étoiles plus lointaines, élargissant la recherche d'étoiles comptant des planètes à d'autres types spectraux. Les planètes de masse terrestre deviennent ainsi potentiellement détectables, ce qui fut le cas en 2006 avec une planète de 5,5 masses terrestres.

Cependant, l'efficacité de la méthode dépend d'un réseau de télescopes basés au sol qui observent continuellement un grand champ du ciel de quelques minutes d'arc très dense en étoiles. La direction du bulbe galactique est privilégiée.
Un réseau d'environ 30 télescopes est sur le point d'être finalisé à cet effet.

La méthode des transits

Severine Raimond — 2013-01-31T15:54:14Z


Vue d'artiste du transit d'une exoplanète devant son étoile: Lorsqu'une planète occulte son étoile, la luminosité de l'étoile diminue très faiblement, mettant en évidence la présence de l'exoplanète.
Crédits : ESO/L. Calçada

Cette méthode photométrique est basée sur la mesure de la lumière d'une étoile occultée par sa planète. La probabilité d'une détection est bien meilleure quand la mission est située dans l'espace, comme les missions Corot et Kepler ont pu le montrer.

Environ 300 planètes ont été détectées avec la méthode des transits qui présente l'avantage d'éliminer l'incertitude sur l'inclinaison de l'orbite. En effet, cette orbite se trouve dans un plan Terre – étoile, ce qui permet de déterminer sa masse à partir de la technique des vitesses radiales. Cela donne aussi une mesure du diamètre de la planète et par conséquent de sa densité.
Ceci constitue un premier élément essentiel pour caractériser les planètes extrasolaires.

On peut compléter l'étude en analysant des courbes de lumière à différentes longueurs d'onde, particulièrement dans l'infrarouge. La comparaison des courbes de lumière avec des modèles a contraint la composition des atmosphères des exoplanètes (H₂O, CH₄, CO₂, etc…).
En fin de compte, la différence entre la lumière émise par l'étoile occultée et la planète occultante permet d'accéder au spectre d'absorption de l'atmosphère planétaire.
Cependant, ces transits ne sont accessibles que pour une poignée d'étoiles brillantes permettant d'obtenir un signal sur bruit suffisant. De plus, cette méthode de détection est généralement limitée aux planètes géantes proches de leur étoile (bien plus proches que la Terre du Soleil), appelées des « Jupiters chauds ».

La planétologie comparée

Severine Raimond — 2013-01-30T17:20:38Z

La divergence entre les atmosphères planétaires de Mars, de Vénus et de la Terre est typiquement un des sujets à résoudre pour comprendre la notion de l'évolution de l'habitabilité. En étudiant les planètes et les autres corps massifs du système solaire, et en particulier en essayant de décoder leurs différences et/ou leurs points communs fondamentaux, nous pouvons apprendre beaucoup au sujet de notre histoire et de notre futur possible.

Quelques grands corps tels que Mars ont conservé une trace de l'histoire du système solaire dans leurs cratères, dans la composition de leur atmosphère et dans les indications de modification de la surface.
D'un autre côté, Vénus révèle un exemple effrayant d'un avenir possible de la Terre, si l'effet de serre devenait important.
Les planètes géantes offrent un aperçu de la formation du système solaire, de sa stabilité et de son histoire, et sont donc importantes pour la compréhension complète de l'histoire de la Terre.

Les observations de Mars Express et de Venus Express ont permis récemment de s'intéresser à nouveau à la question de la planétologie comparée à partir de nouvelles mesures de composition atmosphérique.
Désormais, un modèle générique de planète tellurique est à prévoir dans la prochaine décennie. Il s'agira de modèles couplés d'intérieurs planétaires, d'atmosphères et de physique solaire.


Mars Express (à gauche) et Venus Express (à droite): Crédits : ESA

L'évolution des systèmes climatiques et l'habitabilité

Severine Raimond — 2013-01-30T17:00:11Z


La planète Vénus vue par la sonde Pioneer Venus Orbiter: Image en ultraviolet de Vénus réalisée en 1979. On remarque la structure nuageuse très dense et opaque, empêchant de voir la surface et responsable d'un effet de serre important.
Crédits : NASA

Le potentiel d'une planète pour développer et maintenir la vie dépend de trois facteurs primordiaux.
La planète doit avoir une source d'énergie fiable, de l'eau liquide (bien que cet élément soit encore débattu) et des conditions appropriées pour la formation de molécules organiques complexes.
Beaucoup de ces caractéristiques sont contraintes par l'atmosphère de la planète qui joue un rôle important en ajustant le bilan énergétique de la planète.

Tandis que la définition de la notion d'habitabilité dans le système solaire et son évolution à travers l'histoire a elle-même fortement évolué dans les dernières années, l'étude des atmosphères planétaires et des climats est une condition préalable à l'évaluation du potentiel pour l'habitabilité d'un objet donné.
Une composition détaillée de la structure atmosphérique de Mars et de Vénus est en cours.

L'étude de l'effet de serre et de la formation des nuages sur Vénus fournit d'importants indices sur les contraintes climatiques.
La modélisation des climats des planètes telluriques est maintenant établie avec assez de précision pour permettre des prédictions et la reconstruction de l'histoire récente de la planète (sur quelques millions d'années), par exemple les périodes de glaciation sur Mars.

L'extrapolation à la compréhension du climat terrestre sur le premier milliard d'années, avant l'apparition de la vie sur Terre, est toujours incertaine mais reste l'un des objectifs centraux.
Sur Mars, une des questions clé est de comprendre le passage du climat autrefois chaud et humide vers le climat actuel sec et froid.