Moisson de planètes extrasolaires, dont plusieurs super-terres !

Une équipe d’astronomes européens conduite par Michel Mayor, de l’observatoire de Genève, annonce la découverte grâce à l'instrument Harps de 45 planètes extrasolaires de classe terrestre dont trois évoluent autour de la même étoile.

Michel Mayor, découvreur de la première planète extrasolaire en 1995 avec Didier Queloz, est à l’origine du programme Harps (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher), un spectrographe inauguré le 11 février 2003 conçu pour détecter des planètes tournant autour d’autres étoiles par l’étude de la vitesse radiale. Monté au foyer du télescope de 3,6 mètres de l'Observatoire de La Silla (Chili) de l’ESO, cet instrument fonctionne 100 jours par an et peut mettre en évidence des différences de vitesse radiale de l’ordre de 1 mètre par seconde.

Lors du congrès Super Earths 2008 qui vient de se tenir à Nantes et qui réunissait astronomes et géophysiciens, Michel Mayor a annoncé la découverte de trois planètes dans la catégorie « super-terres », ainsi dénommées en raison de leur masse comprise entre celle de notre planète et celle d’Uranus.

Trois super-terres pour une étoile

Mais la plus remarquable découverte est celle de trois de ces super-terres tournant autour d’une seule étoile, HD 40307, située à seulement 42 années-lumière de notre système solaire, visible dans le ciel de l'hémisphère sud, entre les constellations de la Dorade et du Peintre.

La masse de ces trois planètes, HD 40307b, c et d, a été évaluée respectivement à 4,2, 6,7, et 9,4 fois celle de la Terre (ou encore 0,0132 Mj, 0,0216 Mj et 0,0288 Mj, le symbole Mj représentant la masse de Jupiter). Elles accomplissent une révolution complète en 4,31, 9,62 et 20,45 jours.

La densité et le diamètre de ces trois astres ne sont pas encore connus, en l’absence d’une observation directe. Cela ne serait possible qu’en cas de transit planétaire devant le disque de l’étoile hôte. Mais on peut déjà déduire que la vie telle que nous la connaissons serait impossible à la surface de ces planètes – si surface il y a – car la température doit y avoisiner les 1000°C, sinon plus.

D’autres systèmes planétaires

Lors de la même réunion, les scientifiques ont annoncé la découverte de deux autres systèmes planétaires, dont l’un abrite une super-terre, également au moyen de l’instrument Harps.

Dans le premier, une planète de 7,5 masses terrestres tourne en 9,5 jours autour de l’étoile HD 181433. Ce système comporte également une planète de classe jovienne (0,72 Mj) qui boucle une révolution en 1.024 jours.

Le second est centré sur l’étoile HD 47186 et comporte une planète de 22 masses terrestres tournant en 4,08 jours. A l’instar du précédent, il abrite aussi une planète de classe jovienne (0,35 Mj) tournant en 1.354 jours.

Le bestiaire planétaire est ainsi porté à 303 exoplanètes (comprenant 259 systèmes planétaires et 31 systèmes planétaires multiples), et Michel Mayor estime que la somme des découvertes effectuées jusqu’à présent ne représente que la pointe émergée de l’iceberg. La plupart d’entre elles, soit celles dont la masse importante a permis les premières découvertes, concernent statistiquement une étoile sur 14. Si on y ajoute la moisson de planètes de faible masse dont des instruments tels que Harps permet la mise en évidence, on constate qu’un tiers des étoiles de type solaire possèdent une ou plusieurs planètes dont la masse est comprise entre la Terre et Neptune.

Cependant la découverte de planètes de faible masse se heurte encore à des difficultés d’observation. Aucune planète de masse terrestre n'a encore pu être identifiée. En raison de la limite propre aux instruments (en moyenne environ 1 mètre par seconde pour la précision sur la vitesse radiale de l'étoile), seuls les petits objets orbitant à faible distance de leur étoile sont observables par les perturbations induites, tandis que seules les planètes massives (classe Saturne ou Jupiter) peuvent être détectées sur une orbite plus éloignée.

Pléthore de planètes en vue

Il apparaît aujourd’hui certain que l’amélioration des moyens d’observation entraînera une augmentation significative de la fréquence des découvertes, ce qui justifie la réflexion de Michel Mayor. La présence de planètes autour des autres étoiles pourrait être une généralité, du coup une nouvelle catégorie "étoiles sans planètes" vient d’apparaître dans les catalogues astronomiques, probablement amenée à se réduire à quelques exceptions…

Dans l’immédiat les astronomes ont encore de longues journées de travail devant eux, puisque les relevés effectués au moyen de Harps au cours des derniers mois montrent un total de 45 nouveaux candidats planétaires, chacun inférieur à 30 masses terrestres et dont les périodes orbitales sont au maximum de 50 jours.

Une analyse chimique à l’échelle de la Voie Lactée

C’est la carte le plus précise et la plus complète à ce jour de la composition chimique des étoiles de la Galaxie que vient de livrer une équipe internationale d’astronomes. Grâce au Sloan Digital Sky Survey (SDSS-II), les astrophysiciens disposent désormais d’informations supplémentaires pour retracer l’histoire de notre Voie Lactée.

Les astrophysiciens ont des habitudes bizarres. Ils classent parmi les métaux tous les éléments chimiques autres que l’hydrogène et l’hélium. Il est vrai qu’à part ces derniers, leurs isotopes, des traces de lithium et de bore, il n’y a quasiment pas d’éléments lourds dans l’Univers.

Ainsi, lorsqu’ils parlent d’étoiles à faible métallicité, ils parlent implicitement de la première génération d’étoiles peu massives qui s’est formée dans les premiers milliards d’années après la naissance de l’Univers observable. Les étoiles plus jeunes ont bénéficié des générations précédentes massives et à courtes durées de vies qui, en explosant en supernovae, ont enrichi les galaxies en oxygène, carbone, azote et autres éléments lourds comme le fer et le silicium.

Il est possible de déterminer la composition chimique des étoiles par les méthodes magiques de la spectroscopie. Par la suite, on peut, notamment à l’aide du diagramme de Hertzsprung-Russell, corréler la couleur d’une étoile à sa composition chimique de façon directe, sans avoir à faire à chaque fois une analyse spectrale complète.

La méthode s’est considérablement améliorée et précisée avec le temps, grâce aux progrès théoriques et observationnels. C’est pourquoi les chercheurs actuels n’ont eu qu’à déterminer la couleur de 2,5 millions d’étoiles dans la Voie Lactée pour obtenir rapidement une carte de la répartition des étoiles d’une métallicité donnée. Il y a plus d’une dizaine d’années, une telle performance aurait été impossible ou, en tout cas, aurait demandé un labeur bien plus considérable.

Une carte en 3D profonde de 30.000 années-lumière

La carte obtenue confirme ce que l’on savait déjà, à savoir que le disque de notre Galaxie est constitué d’étoiles jeunes et à métallicités importantes (couleurs verte à rouge), alors que le halo est constitué d’étoiles plus vieilles et pauvres en métaux (couleurs bleues). Dans le premiers cas les étoiles ne sont âgées que de quelques milliards d’années tout au plus, alors que dans le second, leurs âges dépassent les 10 milliards d’années.

Un peu comme les couches stratigraphiques de la Terre et les isotopes d’éléments radioactifs qu’elles peuvent contenir permettent aux géologues de reconstituer l’histoire et l’évolution de notre planète, ces différentes populations d’étoiles et les gradients chimiques qu’elles impliquent dans la Voie Lactée, permettent de remonter aux conditions de sa formation et aux différents événements qui ont jalonné son histoire.

En particulier, en faisant apparaître des anomalies par rapport à la composition chimique moyenne d’une région de notre Galaxie, il est possible de mettre en évidence les traces récentes du comportement cannibale de cette dernière. On voit ainsi sur la partie droite de la carte centrée sur notre Soleil (voir la figure au bas de l'article) une zone riche en étoiles de couleur verte correspondant à un courant de marée. Il s’agit d’arc formés d’étoiles arrachées à des galaxies naines proches par les forces de marée de notre Voie Lactée,. En l’occurrence il s’agit du courant de marée de la Licorne (Monoceros).

En haut à droite de la carte, le schéma indique la position et l'étendue de la région cartographiée par rapport à une représentation de la Voie lactée vue de loin, qui est en fait une image de la galaxie d'Andromède, considérée comme très semblable à la nôtre.

Zoom sur un quasar à l'aube de l'Univers

Baptisé J1427+3312, il est le plus ancien quasar connu. Les astronomes l’observent aujourd'hui tel qu'il était lorsque l’Univers n’était âgé que de 900 millions d’années environ. Le puissant réseau de radiotélescopes européen, EVN, vient d'en délivrer une image détaillée.

Selon la théorie, et les observations l’appuient fortement, les quasars sont des  trous noirs extrêmement massifs en rotation et accrétant de la matière. Ils sont à l’origine des noyaux actifs de galaxies et leur nombre était bien plus élevé au début de l’histoire de l’Univers. Ce sont de puissantes sources d’ondes radio et ils émettent aussi très fortement dans le domaine optique, de sorte qu’ils sont de formidables phares pour sonder les confins de l’Univers.

Le quasar J1427+3312 est particulièrement intéressant car, avec son décalage spectral vers le rouge de 6,12, il est situé très loin de notre Galaxie. Tel que nous le voyons, il appartient à notre Univers âgé d'environ 900 millions d’années seulement, c'est-à-dire 12,8 milliards d’années dans le passé. Ainsi, il se situe juste quelques centaines de millions après la fin des âges sombres, quand les premières étoiles, et peut-être aussi les premiers quasars, ont émis suffisamment de lumière pour réioniser une partie du cosmos.

Une observation possible depuis quelques années seulement

C’est donc une cible de choix pour utiliser le réseau de radiotélescopes du Joint Institute for Very Long Baseline Interferometry (Jive) fonctionnant par synthèse d’ouverture interférométrique. Au total, ce sont 10 instruments qui ont été mis à contribution pour obtenir une image à haute résolution de J1427+3312 dans le domaine des ondes radio. Parmi eux, on trouve le Westerbork Synthesis Radio Telescope en Hollande, et même des radiotélescopes en Chine et en Afrique du Sud, tous travaillant à des longueurs d’onde d’environ 18 cm.

L’image du quasar (voir la figure 2) révèle qu'il est constitué d’une structure double, avec deux lobes émettant en radio et distants de 480 années-lumière. En outre, la forme de son spectre est typique d’un quasar juvénile. Pour l’obtenir, il a fallut combiner une quantité énorme d’informations en provenance des 10 radiotélescopes. L’ordinateur du Jive devait en effet traiter pas moins de 10 gigabits d’informations par seconde, soit l'équivalent de la lecture simultanée de mille films en DVD ! Que ce soit au niveau de la résolution de l’image ou à celui de sa formation par synthèse interférométrique à l’aide d’un ordinateur, l’observation d’un quasar si lointain aurait été impossible il y a quelques années encore.

Comme l’explique Leonid Gurvits, l’un des astronomes auteur de l’étude publiée dans Astronomy and Astrophysics, la découverte est tout à fait exceptionnelle : « si l’on veut trouver une analogie historique, l’observation d’un quasar aussi jeune que J1427+3312 dans un passé aussi reculé de l’histoire de l’Univers reviendrait à découvrir aujourd’hui l’une des sept merveilles du Monde, comme le phare d’Alexandrie, dans un parfait état de conservation ».

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NASA的GLAST项目是天体物理学和粒子物理学的合作成果，由美国能源部组织，并得到法国、德国、意大利、日本、瑞典的研究学院大力支持。

GBM是马歇尔太空飞行中心、阿拉巴马大学、马克思普朗克地外物理研究院和洛斯阿拉莫斯国家实验室的科学家通力合作的成果。首席研究员是Charles Meegan博士，合作首席研究员为Jochen Greiner博士。

NASA的未来: 太空探索的新视野 

A la recherche de la naine blanche perdue

La nébuleuse planétaire SuWt2 devrait comporter en son centre une naine blanche, résidu de l’étoile effondrée qui lui a donné naissance. Mais rien n’apparaît, ce qui agace fortement les astronomes… et les contraint à échafauder de nouvelles théories.

Situé à 6.500 années-lumière dans la constellation du Centaure, SuWt2 est composée d’un brillant anneau de gaz, vu presque par la tranche. Deux lobes s’étendent perpendiculairement à cet anneau, donnant à l’ensemble une vague forme de sablier. Très communément, ce type d’éjectas provient de la formation d’une naine blanche, une étoile en fin de carrière dont la masse est trop faible pour exploser en supernova.

Lorsqu’une de ces étoiles arrive en fin de vie, elle a consommé la plus grande partie de son hydrogène qui s’est transformé en hélium. La pression de radiation provenant des réactions thermonucléaires s’affaiblit considérablement et ne suffit plus à équilibrer les forces de gravitation de l’astre, qui s’effondre sur lui-même. Ce faisant, pression et température augmentent, la fusion de l’hélium s’amorce, lequel se transforme alors en éléments de plus en plus lourds, commençant par le carbone.

La pression de radiation ayant augmenté, l’étoile se remet à enfler et elle devient une géante rouge. Mais l’hélium lui-même est rapidement épuisé et le processus repart en arrière, avec diminution de la pression de radiation et contraction de l’étoile. Sa trop faible masse ne lui permet cependant pas d’amorcer la fusion du carbone, et si elle a éjecté suffisamment de masse pour passer sous la limite de Chandrasekhar, le cœur s’effondre violemment pour devenir une naine blanche. Les couches externes formées de gaz et de débris chutent rapidement vers l’astre, dont la surface devenue solide ne peut les absorber et elles rebondissent vers l’extérieur, formant une nébuleuse planétaire, comme SuWt2.

A la recherche de l’étoile perdue

Mais voilà, les astronomes avaient beau scruter le cœur de cette nébuleuse, pas de trace de naine blanche ! En 1990, le mystère s’est encore épaissi lorsque les astronomes ont examiné l’endroit au moyen du satellite IUE (International Ultraviolet Explorer), pensant y découvrir les traces d’une faible, mais chaude étoile. Au lieu de cela, ils y ont trouvé une paire d’étoiles jumelles, tournoyant l’une autour de l’autre en cinq jours seulement, mais dont aucune n’est une naine blanche. Il s‘agit au contraire d’étoiles de classe spectrale A, plus chaudes que notre Soleil, et qui n’ont apparemment rien à faire là.

Une étude récente, conduite par Katrina Exter et Howard Bond du Space Telescope Science Institute à Baltimore, assistés par des équipes d’astronomes américains et britanniques, a démontré par la méthode photométrique et spectroscopique que la masse de chacune de ces deux étoiles est trop grande au regard de leur position dans le diagramme de Hertzsprung-Russell (qui résume le destin des étoiles). Ces caractéristiques seraient explicables si l’on admet qu’elles ont déjà commencé à évoluer vers le stade de géante rouge. Mais elles semblent aussi tourner sur elles-mêmes plus lentement que prévu, car elles devraient toujours présenter les mêmes faces l’une vers l’autre, ce qui n’est pas le cas. Ces chercheurs viennent de présenter le cas SuWt2 lors de la 212ème réunion de l’American Astronomical Society à Saint-Louis (Minnesota) et cette nébuleuse planétaire hors norme fera bientôt l'objet d'une publication.

Un scénario de science-fiction

L'étrangeté de cette nébuleuse a conduit les astronomes à élaborer un scénario assez original. Les deux étoiles de classe A auraient autrefois fait partie d’un système triple, comprenant aussi une troisième étoile beaucoup plus massive. Celle-ci aurait évolué vers le stade de géante rouge, engloutissant littéralement les deux autres qui se seraient alors trouvées piégées dans ce que les astronomes appellent une enveloppe commune.

Les deux étoiles ont ensuite été ralenties par simple effet de traînée aérodynamique et se sont mises à descendre vers l’intérieur, entraînant les couches externes de la géante rouge dans leur course. Ces couches externes se sont alors mises à tourner de plus en plus vite, au point qu’elles ont fini par être éjectées dans le plan de l’orbite, formant la nébuleuse que nous observons aujourd’hui. Cet échange d’énergie entre les deux étoiles A et la géante rouge peut aussi expliquer leur rotation exceptionnellement lente.

Peu de temps après ces événements, les restes de la géante rouge se seraient condensés pour former une naine blanche faible (dim white dwarf), indétectable par les moyens d’observation actuels.

La Voie Lactée n'aurait que deux bras

Spitzer ne confirme pas la présence de quatre grands bras spiraux dans notre Galaxie. La Voie Lactée ne contiendrait que deux bras principaux, même si d’autres bras sont bel et bien là. Ces observations s’ajoutent aux révélations récentes du VLBA et du Cerro Tololo.

Les découvertes se multiplient en ce moment sur la structure de notre Voie Lactée (que l'on écrit parfois Galaxie, avec un G majuscule). Tout récemment, Tom Dame et Patrick Thaddeus, avec le télescope de 1,2 m du Cerro Tololo Inter-American Observatory, ont clairement mis en évidence un deuxième bras, symétrique du premier dans lequel nous nous trouvons, démontrant que la Voie Lactée est bien une galaxie spirale barrée. Néanmoins, ces découvertes ne bousculent pas nos connaissances en la matière. Il s’agit plutôt de mises au point et de corrections sur ce que l’on croyait savoir depuis les travaux importants de Jan Oort.

L’un des successeurs de l’astronome hollandais s’appelle Robert Benjamin et il est membre de l’équipe ayant utilisé Spitzer pour améliorer notre cartographie de la Voie Lactée à l’aide de la vision infrarouge du télescope spatial de la Nasa. Depuis environ 50 ans, les observations semblaient accréditer l’idée que notre Galaxie était constituée de quatre bras spiraux principaux baptisés Norma (la Règle), Scutum-Centaurus (de l’Ecu ou du Centaure), Sagittarius (Sagittaire) et Perseus (Persée).

De plus petit bras spiraux existent, comme celui d’Orion dans lequel est situé notre Soleil et qui se trouve entre les bras de Persée et du Sagittaire.

Mais depuis longtemps, différents groupes d’astronomes, étudiant notre Galaxie dans de multiples longueurs d’ondes, établissaient des cartes de plusieurs régions de la Voie Lacté qui avaient du mal à se recouper.

Cliquez pour agrandir. Les différents bras de la Voie Lactée, telle qu'on l'imaginait avant les observations de Spitzer. © Nasa/JPL-Caltech/R. Hurt

La Règle et le Sagittaire jouent petit bras

L’un des moyens les plus efficaces pour déterminer la structure de la Galaxie est d’observer dans le domaine de l’infrarouge, car les nuages de poussières obscurcissant les étoiles dans le domaine optique ne sont plus opaques à ces longueurs d’ondes. A partir de 2005, Benjamin et ses collègues ont alors pris environ 800.000 photographies avec Spitzer. La mosaïque qu’ils ont reconstituée comporte près de 110 millions d’étoiles, un nombre plus que suffisant pour faire des statistiques, mais évidemment bien trop énorme pour que cela puisse se faire sans l’aide d’ordinateurs.

C’est pourquoi Benjamin a écrit un programme lui permettant de compter les étoiles et d’évaluer leur densité à partir de l’image finale de la Voie Lactée prise par la tranche, s’étendant horizontalement sur 130° et 1° verticalement, de part et d’autres du plan galactique.

Si le décompte des étoiles a bien montré un saut dans la densité au niveau de la région du bras du Centaure, cela n’a pas vraiment été le cas dans les régions où devaient se trouver deux autres bras spiraux importants, celui de la Règle et celui du Sagittaire. Quant à celui de Persée, il n’était pas visible sur les images de Spitzer, car situé en grande partie de l’autre côté du bulbe galactique.

Il semble donc bien que notre Galaxie ne possède que deux bras spiraux importants, comme c’est souvent le cas pour les galaxies spirales barrées que l’on observe dans l’Univers. Il s’agit des bras de Persée et du Centaure alors que ceux du Sagittaire et de la Règle ne seraient que des bras mineurs.