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Comment analyse-t-on les observations ?

27 août 2011 ( maj : 30 juin 2014 )

Quelques techniques d’analyse (non exhaustives) qui sont utilisées sur les données provenant des instruments auxquels l’OSUG participe, ou qui sont cités dans ces pages, sont décrites ici.

L’imagerie des exo-planètes

Lorsque les exo-planètes sont suffisamment loin de leur étoile, elles peuvent parfois être détectées par imagerie directe. Les images sont obtenues à l’aide d’une caméra et d’un coronographe couplée à une optique adaptative, afin d’éliminer au maximum la lumière provenant de l’étoile. Le flux lumineux en provenance de l’étoile est tellement grand par rapport à celui de la planète qu’il masque la lumière venue de l’étoile. Lorsqu’un possible compagnon est détecté sur une série d’images, il faut ensuite observer de nouveau (plusieurs mois après, ou davantage) afin de vérifier par astrométrie si l’astre détecté est compatible avec une exo-planète ou bien s’il s’agit d’une étoile de fond très peu lumineuse se trouvant par hasard dans le champ de l’instrument. Cette approche a jusqu’à présent été utilisée dans l’infrarouge, domaine dans lequel le contraste attendu entre l’étoile et la planète est plus favorable que dans le domaine visible et où l’optique adaptative est la plus efficace. Aujourd’hui, elle est surtout sensible à des planètes encore jeunes, qui sont ainsi plus chaudes que des planètes plus vieilles et donc émettent plus de lumière dans l’infrarouge par comparaison avec l’étoile. Par ailleurs, cette technique n’est sensible que pour des planètes situées relativement loin de l’étoile, dans les parties externes des systèmes planétaires (par exemple équivalente à l’orbite de Saturne ou au-delà).

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La détection d’exo-planètes par vitesses radiales

Une autre technique permettant de détecter des exo-planètes est la technique des vitesses radiales. C’est avec cette technique qu’a été détectée la première exo-planète autour d’une étoile de type solaire en 1995. Le principe est le suivant : lorsqu’une planète tourne autour d’une étoile, les deux astres (l’étoile et la planète) tournent en réalité autour de leur centre de gravité commun (centre de masse). Pour une étoile beaucoup plus massive que la planète, le centre de gravité est en réalité très proche du centre de l’étoile, et le mouvement de l’étoile est beaucoup plus faible que celui de la planète. Si la planète est suffisamment massive et suffisamment proche de l’étoile, la variation de vitesse de l’étoile peut être déterminée à partir de son spectre : la position des raies dans le spectre dépend en effet de la vitesse de l’objet par rapport à nous, c’est l’effet Doppler. Si l’étoile s’éloigne de nous les raies sont décalées vers les grandes longueurs d’onde (vers le rouge) et si elle se rapproche les raies sont décalées vers les petites longueurs d’onde (vers le bleu). On observe ainsi des variations périodiques des décalages au fur et à mesure que l’étoile parcourt sa petite orbite. Ceci nécessite d’avoir un instrument très stable dans le temps (souvent sur plusieurs années), afin de pouvoir mesurer ces variations de vitesse. Cette technique est d’autant plus sensible que la planète est proche de l’étoile. Elle est donc complémentaire de la de détection par imagerie directe. Elle est également plus sensible quand le système est vu par la tranche. Cette technique permet de déterminer la période de révolution de la planète autour de l’étoile, et d’obtenir des contraintes sur sa masse minimum.

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La détection d’exo-planètes par transit

Une troisième technique a permis de détecter un grand nombre d’exo-planètes, il s’agit de la méthode des transits. Lorsque le système exo-planétaire est vu par la tranche, une planète tournant sur son orbite va périodiquement passer devant l’étoile, occultant ainsi une petit partie du flux lumineux en provenance de l’étoile. Si l’on observe de manière continue le flux lumineux de l’étoile, on peut détecter des planètes si celles-ci sont assez proches de l’étoile (plus la planète est loin de l’étoile, plus la probabilité d’observer un transit diminue). Cette technique est donc, comme les vitesses radiales, surtout sensible aux planètes proches de leur étoile, et pour des systèmes avec une orientation privilégiée. Elle permet d’obtenir des informations complémentaires à celles des vitesses radiales, notamment concernant le rayon de la planète. L’information sur la masse (déterminée à partir des observations en vitesses radiales et de l’inclinaison contraint grâce au transit) et le rayon permet de dériver une densité, très intéressant pour caractériser une exo-planète.

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La spectroscopie des surfaces planétaires et des grains interstellaires

L’observation spectroscopique dans les domaines visible et infrarouge est l’outil privilégié pour étudier les solides présents à la surface des objets du système solaire (planètes, satellites, petits corps, …) ainsi que ceux composant les grains inter et circum-stellaires.
Des mesures spectroscopiques en laboratoire sont indispensables pour déterminer la composition et l’état physico-chimique des solides présents. Des simulations expérimentales des conditions physico-chimiques (températures, pression, irradiation, …) de formation et d’évolution des solides (glaces, minéraux, matériaux organiques et carbonés, …) sont faites dans des cellules adaptées. Leurs spectres sont ensuite mesurés avec différents instruments (spectromètre, microscope, …). D’autres mesures et analyses sont faites directement sur des échantillons extraterrestres (météorites, particules interplanétaires, grains cométaires, …). La comparaison directe des spectres astronomiques avec ces données expérimentales ou extraterrestres (spectres en transmission, réflexion ou émission) permet dans un premier temps d’identifier les composants des surfaces ou des grains ainsi que de tirer certaines informations sur leur état physico-chimique. Dans une deuxième temps, la modélisation de la façon dont la lumière les traverse ces milieux ("transfert radiatif"), associées aux constantes optiques des matériaux identifiés, donne accès à la composition (type de mélange et abondances) et à l’état physique (température, phase, texture, ...) des sols et grains planétaires ou interstellaires. L’inversion massive de données de spectro-imagerie avec des outils spécifiques donne accès à leurs répartitions spatiales (cartes) et éventuellement temporelles. Ces données expérimentales sont en cours d’intégration dans une base de données dédiée à la spectroscopie et à la thermodynamique des solides pour la planétologie et l’astrophysique. : GhoSST.

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