Page pour l`impression - Astrophysique sur Mesure
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Premières tentatives astrométriques En 1943, Dirk Reuyl et Erik Holmberg, astronomes à l'observatoire McCormick (Virginie) déduisent de près de dix années de mesures photographiques que le système double 70 Ophiuci est peut-être accompagné d'une planète dont la masse est dix fois celle de Jupiter (MJ ). Deux mois plus tard, Kaj Aage Strand, astronome à l'Observatoire de Sproul http://daily.swarthmore.edu (Pennsylvanie), annonce que l'étoile 61 Cygni a pour compagnon une planète de 16 M J . Malheureusement, les uns ne parvenant pas à confirmer les mesures des autres, la réalité de ces planètes se trouve sérieusement mise en doute. En 1944, Piet Van de Kamp pense avoir détecté un Observatoire de Sproul - Collège Swarthmore en astre de 60 M J autour de l'étoile de Barnard (une Pennsylvanie : "Students walk along a path leading from étoile naine rouge au mouvement propre record). Le Wharton to the Sproul Observatory" Daily Gazette du Collège Swarthmore en Pensylvannie - Casey nombre de clichés augmentant, les caractéristiques Reed de cet astre s'affinent et en 1963, Van de Kamp est persuadé quil s'agit d'une planète de 1,6 M J et de période 24 ans. Six ans plus tard, les mesures semblent montrer que l'étoile de Barnard possède plutôt deux planètes, de masses 0,8 et 1,1 M J et de périodes 12 et 26 ans, respectivement. Hélas, une étude menée par John Hershey en 1973 conduit à penser que ces planètes ne sont qu'une illusion causée par un problème instrumental au télescope de Sproul. Des observations indépendantes de l'étoile de Barnard par George Gatewood et Heinrich Eichhorn le confirment. gamma Cep et epsilon Eri, exoplanètes ou artéfacts ? En 1988, les canadiens Bruce Campbell, Gordon Walker et Stephensen Yang font paraître le résultat de six années d'observation spectroscopique de 23 étoiles solaires avec le télescope Canada-FranceHawaï (miroir du site du CFHT). Sur la montagne du Mauna Kea à Hawaï- Le télescope Canada France Hawai ayant permis l'étude de nombreux phénomènes astrophysiques. Certaines de ces étoiles, en particulier Cephei et Jean-Charles Cuillandre (CFHT) Eridani, sont alors suspectées d'être pourvues de compagnons planétaires. Cet espoir est déçu en 1992 lorsque les variations observées sont finalement attribuées à l'activité chromosphérique de ces étoiles. De dépit, Bruce Campbell décide d'aller travailler pour une entreprise privée. Quoique le devant de la scène soit alors occupé par d'autres, l'histoire de ces étoiles ne s'arrête pas là. En 2000, Artie Hatzes de l'observatoire McDonald (Texas) et ses collaborateurs adoptent finalement comme explication la plus probable des variations Eridani la présence d'une planète de 0,86 M J avec une période de 7 ans ! Ils s'appuient pour cela sur une analyse conjointe de six jeux de données collectées avec quatre télescopes différents. Puis en 2002, c'est au tour du compagnon de ressuscité » par Hatzes et consorts. Cephei (période 2,5 ans et masse 1,7 M J ) de se trouver « HD 114762 b, une probable naine brune ? En 1989, David Latham du Center for Astrophysics (Massachusetts), Michel Mayor de l'observatoire de Genève et leurs collaborateurs publient la découverte d'un compagnon de 11 M J avec une période de 84 j autour de HD 114762. Prudents, les auteurs préfèrent parler de probable naine brune plutôt que de planète géante . Vue d'artiste d'une naine brune (10 à 20 M J) Observatoire de Paris / UFE Des exoplanètes exotiques En 1970, David Richards constate une anomalie dans la périodicité du signal en provenance du pulsar du Crabe, découvert un an plus tôt. Il en propose trois explications : Un effet de précession, Une vibration du pulsar Ou une perturbation liée à une planète de période 11 j. L'hypothèse de vibration est jugée la bonne. En revanche, c'est bien la découverte d'une planète autour de PSR 1829-10 qu'Andrew Lyne publie en 1991, à partir d'observations effectuées avec le radiotélescope de Jodrell Bank. Double coup de théâtre en janvier 1992 : le même jour, Lyne rétracte sa découverte, un artefact lié à la non prise en compte de l'excentricité de l'orbite terrestre, alors qu'Alexander Wolszczan annonce deux planètes (de période 67 j et de masse 3,4 M J pour la première, de période 90 j et de masse 2,8 M J pour la seconde) autour de PSR 1257+12 ! Vue d'artiste d'une planète extrasolaire autour d'un pulsar Observatoire de Paris / UFE Cette fois, les observations de Wolszczan à Arecibo sont confirmées par Dale Frail au VLA. De plus, l'étude du système permet de mettre en évidence une résonance gravitationnelle 3:2 entre les deux planètes. L'existence de ces étranges planètes semble donc bien réelle, d'autant qu'en 1994, un deuxième pulsar, PSR B1620-26, se trouve adjoint d'une planète géante de masse actuellement estimée à 2,5 M J . Les 3 premières exoplanètes géantes 51 Peg b, 47 Uma b et 70 Vir b En 1995, Michel Mayor et Didier Queloz de l'observatoire de Genève détectent un compagnon planétaire à 51 Pegasi par spectroscopie des vitesses radiales. Cet objet, de 0,5 M J , se trouve tellement proche de son étoile (0,05 UA, période 4,2 j) que les Suisses prennent toutes les précautions avant d'annoncer leur découverte, considérée aujourdhui comme la première détection d'une exoplanète autour d'une étoile de type solaire. Les Américains Geoffrey Marcy et Paul Butler qui menaient un programme de recherche similaire aux Suisses, confirment 51 Pegasi b, puis annoncent l'année suivante deux nouvelles exoplanètes 47 Ursae Majoris b (3,4 M J , période 3 ans) et 70 Virginis b (6,6 M J , période 117 j). L'orbite de cette troisième planète a la particularité d'être très elliptique (excentricité 0,4). Vue d'artiste d'une planète extrasolaire de type Jupiter chaud Observatoire de Paris / UFE Les orbites fortement elliptiques, tout comme les planètes géantes à proximité immédiate de leur étoile comme 51 Pegasi b, ne sont alors pas prévues par les théories de formation des systèmes solaires. Ces découvertes stimulent un important travail théorique. En particulier, le phénomène de migration, proposé dès 1980 par Peter Goldreich et Scott Tremaine, est invoqué pour expliquer la présence de 51 Peg b sur son orbite actuelle, à un endroit où elle n'a pas pu se former. Le retour de Lalande 21185 Galvanisé par la découverte de 51 Pegasi b, George Gatewood annonce en juin 1996 à la conférence de l'American Astronomical Society que Lalande 21185 possède bien une planète, contrairement au démenti qu'il avait lui-même apporté en 1974 au résultat de Sarah Lippincott datant de 1960. Cette découverte reste non confirmée à ce jour. Lalande 21185 Rutherford Appleton Laboratory http://ast.star.rl.ac.uk Ombres et lumières avec HD 209458 En 1999, David Charbonneau et collaborateurs, puis Gregory Henry et collaborateurs observent indépendamment que HD 209458 b, découverte par vélocimétrie radiale, occulte son étoile à chaque révolution. Ils déduisent de la faible baisse d'éclat de l'étoile pendant l'évènement que la planète a 1,3 fois le rayon de Jupiter et une densité de 0,4, établissant ainsi de manière irréfutable qu'il s'agit bien d'une planète géante gazeuse. Ces observations sont reconduites en avril-mai 2000 avec le télescope spatial Hubble. L'excellente précision photométrique de ces mesures permet de mettre en évidence la présence de sodium dans l'atmosphère de l'exoplanète. . Vue d'artiste du télescope spatial de la NASA, Spitzer, sur un fond brillant d'une vue infrarouge de la Voie Lactée. Cette mission est la dernière des grands observatoires spatiaux de la NASA. Elle doit répondre, entre autre, aux questions : "D'où venons nous ?" et "Sommes nous seuls ?" En 2001, d'autres observations avec Hubble amènent Alfred Vidal-Madjar et ses collaborateurs à conclure que de l'hydrogène atomique s'échappe de NASA HD 209458 b formant peut-être ainsi une sorte de queue cométaire. En 2003, le carbone et l'oxygène atomiques s'ajoutent à la liste des espèces détectées En 2005, Drake Deming et collaborateurs observent dans l'infrarouge le passage de HD 209458 b derrière son étoile (transit dit « secondaire ») avec le télescope spatial Spitzer. Par différence avec la situation hors transit, ils déduisent que la température de la planète est 1130 K.