QU'EST-CE QUE LA MéTHODE D'IMAGERIE DIRECTE?

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Bienvenue à la dernière tranche de notre série sur les méthodes de recherche d'exoplanètes. Aujourd'hui, nous commençons avec la méthode très difficile mais très prometteuse connue sous le nom d'imagerie directe.

Au cours des dernières décennies, le nombre de planètes découvertes au-delà de notre système solaire a augmenté à pas de géant. Au 4 octobre 2018, un total de 3869 exoplanètes ont été confirmées dans 2887 systèmes planétaires, avec 638 systèmes hébergeant plusieurs planètes. Malheureusement, en raison des limites auxquelles les astronomes ont été contraints, la grande majorité d'entre eux ont été détectés à l'aide de méthodes indirectes.

Jusqu'à présent, seule une poignée de planètes ont été découvertes en étant imagées alors qu'elles tournaient autour de leurs étoiles (aka. Imagerie Directe). Bien que difficile par rapport aux méthodes indirectes, cette méthode est la plus prometteuse pour caractériser l'atmosphère des exoplanètes. Jusqu'à présent, 100 planètes ont été confirmées dans 82 systèmes planétaires utilisant cette méthode, et beaucoup d'autres devraient être trouvées dans un avenir proche.

La description:

Comme son nom l'indique, l'imagerie directe consiste à capturer directement des images d'exoplanètes, ce qui est possible en recherchant la lumière réfléchie par l'atmosphère d'une planète à des longueurs d'onde infrarouges. La raison en est que, aux longueurs d'onde infrarouges, une étoile ne devrait être environ 1 million de fois plus lumineuse qu'une planète réfléchissant la lumière, plutôt qu'un milliard de fois (ce qui est généralement le cas aux longueurs d'onde visuelles).

L'un des avantages les plus évidents de Direct Imaging est qu'il est moins sujet aux faux positifs. Alors que la méthode de transit est sujette à des faux positifs dans jusqu'à 40% des cas impliquant un seul système planétaire (nécessitant des observations de suivi), les planètes détectées à l'aide de la méthode de vitesse radiale nécessitent une confirmation (d'où la raison pour laquelle elle est généralement associée à la méthode de transit) . En revanche, l'imagerie directe permet aux astronomes de voir réellement les planètes qu'ils recherchent.

Bien que les possibilités d'utilisation de cette méthode soient rares, partout où des détections directes peuvent être effectuées, elles peuvent fournir aux scientifiques des informations précieuses sur la planète. Par exemple, en examinant les spectres réfléchis par l'atmosphère d'une planète, les astronomes peuvent obtenir des informations vitales sur sa composition. Ces informations sont intrinsèques à la caractérisation des exoplanètes et déterminent si elles sont potentiellement habitables.

Dans le cas de Fomalhaut b, cette méthode a permis aux astronomes d'en savoir plus sur l'interaction de la planète avec le disque protoplanétaire de l'étoile, d'imposer des contraintes sur la masse de la planète et de confirmer la présence d'un système d'anneaux massifs. Dans le cas du HR 8799, la quantité de rayonnement infrarouge réfléchie par l'atmosphère de son exoplanète (combinée à des modèles de formation planétaire) a fourni une estimation approximative de la masse de la planète.

L'imagerie directe fonctionne mieux pour les planètes qui ont de grandes orbites et sont particulièrement massives (comme les géantes gazeuses). Il est également très utile pour détecter des planètes positionnées «face à face», ce qui signifie qu'elles ne transitent pas devant l'étoile par rapport à l'observateur. Cela le rend complémentaire de la vitesse radiale, qui est la plus efficace pour détecter les planètes qui sont «bordées», où les planètes font des transits de leur étoile.

Par rapport à d'autres méthodes, l'imagerie directe est plutôt difficile en raison de l'effet d'obscurcissement de la lumière d'une étoile. En d'autres termes, il est très difficile de détecter la lumière réfléchie par l'atmosphère d'une planète lorsque son étoile parente est tellement plus brillante. En conséquence, les opportunités d'imagerie directe sont très rares en utilisant la technologie actuelle.

Pour la plupart, les planètes ne peuvent être détectées en utilisant cette méthode que lorsqu'elles orbitent à de grandes distances de leurs étoiles ou sont particulièrement massives. Cela le rend très limité lorsqu'il s'agit de rechercher des planètes terrestres (alias «semblables à la Terre») qui orbitent plus près de leurs étoiles (c'est-à-dire dans la zone habitable de leur étoile). Par conséquent, cette méthode n'est pas particulièrement utile lorsqu'il s'agit de rechercher des exoplanètes potentiellement habitables.

Exemples d'enquêtes d'imagerie directe:

La première détection d'exoplanètes réalisée à l'aide de cette technique a eu lieu en juillet 2004, lorsqu'un groupe d'astronomes a utilisé le très grand réseau de télescopes (VLTA) de l'Observatoire européen austral (ESO) pour imager une planète plusieurs fois la masse de Jupiter à proximité de 2M1207 - une naine brune située à environ 200 années-lumière de la Terre.

En 2005, de nouvelles observations ont confirmé l’orbite de cette exoplanète vers 2M1207. Cependant, certains sont restés sceptiques quant au fait qu'il s'agissait du premier cas d '«imagerie directe», car la faible luminosité de la naine brune a rendu possible la détection de la planète. De plus, parce qu'il orbite autour d'une naine brune, certains ont fait valoir que la géante gazière n'était pas une bonne planète.

En septembre 2008, un objet a été imagé avec une séparation de 330 UA autour de son étoile hôte, 1RXS J160929.1? 210524 - qui est située à 470 années-lumière dans la constellation Scorpius. Cependant, ce n'est qu'en 2010 qu'il a été confirmé qu'il s'agissait d'une planète et d'un compagnon de l'étoile.

Le 13 novembre 2008, une équipe d'astronomes a annoncé avoir capturé des images d'une exoplanète en orbite autour de l'étoile Fomalhaut à l'aide du télescope spatial Hubble. La découverte a été rendue possible grâce à l'épais disque de gaz et de poussière entourant Fomalhaut, et le bord intérieur pointu qui suggère qu'une planète avait débarrassé les débris de son chemin.

Des observations de suivi avec Hubble ont produit des images du disque, ce qui a permis aux astronomes de localiser la planète. Un autre facteur contributif est le fait que cette planète, qui est deux fois la masse de Jupiter, est entourée d'un système d'anneaux qui est plusieurs fois plus épais que les anneaux de Saturne, ce qui a fait briller la planète de façon très lumineuse à la lumière visuelle.

Le même jour, les astronomes utilisant les télescopes de l'observatoire de Keck et de l'observatoire des Gémeaux ont annoncé qu'ils avaient imaginé 3 planètes en orbite autour de HR 8799. Ces planètes, qui ont des masses 10, 10 et 7 fois celle de Jupiter, ont toutes été détectées dans l'infrarouge longueurs d'onde. Cela a été attribué au fait que HR 8799 est une jeune étoile et les planètes qui l'entourent sont censées conserver une partie de la chaleur de leur formation.

En 2009, l'analyse d'images datant de 2003 a révélé l'existence d'une planète en orbite autour de Beta Pictoris. En 2012, les astronomes utilisant le télescope Subaru à l'Observatoire du Mauna Kea ont annoncé l'imagerie d'un «Super-Jupiter» (avec 12,8 masses de Jupiter) en orbite autour de l'étoile Kappa Andromedae à une distance d'environ 55 UA (près de deux fois la distance de Neptune de la Soleil).

D'autres candidats ont été trouvés au fil des ans, mais jusqu'à présent, ils ne sont pas confirmés en tant que planètes et pourraient être des naines brunes. Au total, 100 exoplanètes ont été confirmées en utilisant la méthode d'imagerie directe (environ 0,3% de toutes les exoplanètes confirmées), et la grande majorité étaient des géantes gazeuses qui orbitaient à de grandes distances de leurs étoiles.

Cependant, cela devrait changer dans un proche avenir à mesure que des télescopes de nouvelle génération et d'autres technologies deviendront disponibles. Il s'agit notamment de télescopes au sol équipés d'optiques adaptatives, tels que le télescope de trente mètres (TMT) et le télescope Magellan (GMT). Ils comprennent également des télescopes qui s'appuient sur la coronographie (comme le James Webb Space Telescope (JWST), où un appareil à l'intérieur du télescope est utilisé pour bloquer la lumière d'une étoile.

Une autre méthode qui est en cours de développement est connue sous le nom de «stellaire», un dispositif qui est positionné pour bloquer la lumière d'une étoile avant même qu'elle n'entre dans un télescope. Pour un télescope spatial recherchant des exoplanètes, une ombre stellaire serait un vaisseau spatial séparé, conçu pour se positionner à la bonne distance et à l'angle appropriés pour bloquer la lumière des étoiles des astronomes étoiles observaient.

Nous avons de nombreux articles intéressants sur la chasse aux exoplanètes ici à Space Magazine. Voici ce qu'est la méthode de transit?, Qu'est-ce que la méthode de vitesse radiale?, Qu'est-ce que la méthode de microlentille gravitationnelle?, Et l'Univers de Kepler: plus de planètes dans notre galaxie que d'étoiles.

Astronomy Cast a également quelques épisodes intéressants sur le sujet. Voici l'épisode 367: Spitzer fait des exoplanètes et l'épisode 512: Imagerie directe des exoplanètes.

Pour plus d'informations, assurez-vous de consulter la page de la NASA sur l'Exoplanet Exploration, la page de la Planetary Society sur les planètes extrasolaires et les archives de la NASA / Caltech Exoplanet.

Sources: