Exoplanètes : De la théorie à la détection de WASP-2b depuis mon jardin.

La nuit du 21 au 22 août 2015 a été pour moi l’occasion de réaliser ma première détection d’exoplanète, depuis mon jardin, avec mon propre matériel.

La toute première détection d’exoplanète a été réalisée par des professionnels il y a tout juste 20 ans depuis l’Observatoire de Haute Provence. De telles mesures sont aujourd’hui accessibles aux amateurs : la preuve !

Cette observation constitue pour moi une occasion de rédiger cet article en deux parties :

  • Une première partie de vulgarisation, présentant l’état de l’art sur les exoplanètes et mon observation,
  • Une deuxième partie plus technique, afin de guider l’astronome amateur souhaitant réaliser ses propres mesures.

J’espère que chacun y trouvera des informations dignes d’intérêt.

A propos des exoplanètes

Qu’est-ce qu’une exoplanète ?

 

Notre système solaire comporte 8 planètes (Mercure, Venus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune) orbitant autour de notre étoile, le Soleil.

Les planètes les plus brillantes dans le ciel (de Mercure à Saturne) sont parfaitement visibles à l’œil nu et connues depuis la « nuit des temps ».

Les deux dernières planètes n’ont été découvertes qu’un peu plus récemment : 1781 pour Uranus, et 1846 pour Neptune.

Le progrès des connaissances en astronomie nous ont systématiquement montré que notre place dans l’Univers n’est en rien une exception :

  • Du système géocentrique (tout tourne autour de la Terre), nous sommes arrivés au système Héliocentrique (tout tourne autour du Soleil). Copernic XVIe siècle.

Nicolas Copernic

  • Notre Soleil n’est qu’une étoile parmi les milliards que comporte notre galaxie. Théorie de Giordano Bruno au XVIe siècle, vérifiée expérimentalement en 1838.

Giordano Bruno

  • D’une galaxie unique (La voie lactée), on découvre qu’il y en a en réalité des milliards. Edwin Hubble (1924).

Edwin Hubble

La communauté scientifique suppose depuis longtemps que si les étoiles sont des soleils (et réciproquement !), et que le Soleil héberge des planètes, alors il est fort probable que les autres étoiles hébergent elles aussi des planètes.

Ces planètes, hors du système solaire et gravitant autour d’autres étoiles sont nommées exoplanètes.

 

Historique des découvertes

 

Dès le XVIe siècle, Giordano Bruno met en avant une théorie selon laquelle les étoiles seraient semblables au Soleil. Il précise que ces étoiles devraient selon toute logique héberger des exoplanètes. Il est à noter que ses théories n’étaient pas particulièrement appréciées à l’époque : Il sera brûlé vif par l’inquisition en 1600.

Statue de Giordano Bruno à Rome.

Les astronomes ont dû s’armer de patience. Il a fallu attendre de grands progrès technologiques pour espérer détecter ces exoplanètes, en particulier l’arrivée de l’imagerie numérique dans les années 1980.

Malgré tout, il a fallu attendre encore 15 ans de plus avant que l’existence d’une exoplanète orbitant autour d’une étoile de type solaire soit avérée.

C’est en France, depuis l’Observatoire de Haute Provence en 1995 que les astronomes Michel Mayor et Didier Queloz ont pu détecter la première exoplanète : 51 Pegasi b.

Le télescope de l’OHP ayant permis la découverte de 51 Pegasi b.

Ils ont utilisé une méthode de détection nommée « Méthode de détection par vitesse radiale » pour réaliser cette découverte. D’autres méthodes existent.

Méthodes de détection des exoplanètes

 

Détecter une exoplanète n’est pas une mince affaire. Contrairement aux étoiles qui émettent de la lumière, une planète ne fait que réfléchir la lumière de son étoile, soit une quantité infinitésimale (de l’ordre de 0,000000001 %).

Vu les distances entre la Terre et les étoiles, même les plus proches, il est extrêmement difficile voire impossible  d’observer directement les exoplanètes.

C’est pour cela qu’on ne parle pas d’observation mais de détection d’exoplanète. Les exoplanètes sont découvertes et étudiées dans la quasi totalité des cas de façon indirecte.

Méthode des vitesses radiales.

 

La méthode utilisée lors de la découverte de 51 Pegasi b en 1995 est aujourd’hui la méthode la plus utilisée par les professionnels et celle qui permet de réaliser le plus de découvertes.

Le mouvement de la planète autour de son étoile entraîne un déplacement de l’étoile. Concrètement, lorsqu’un corps A gravite autour d’un objet B, le centre de gravité n’est pas situé au centre de B. Il est légèrement excentré par rapport au centre de l’étoile.

En analysant le spectre d’une étoile, on observe un décalage (par l’effet Doppler-Fizeau) régulier de ce spectre vers la droite et vers la gauche (décalage vers le bleu, décalage vers le rouge). Il est possible de tracer une courbe correspondant à ce déplacement de spectre (graphique de la vitesse radiale). Si ce décalage est périodique, on obtient une courbe caractéristique qui trahit la présence d’un corps en orbite autour de l’étoile.

Crédit : Emmanuel Pécontal / Observatoire de Paris

La fréquence permet de déterminer la période de révolution de l’exoplanète et ainsi sa distance par rapport à son étoile (3ème loi de Kepler).

L’amplitude de la courbe permet de calculer la masse de l’exoplanète : Plus l’amplitude est grande, plus l’étoile se déplace. Plus l’étoile se déplace, plus la masse du corps en orbite est importante.

Cette méthode n’est aujourd’hui accessible qu’aux professionnels (et par une toute petite poignée d’amateurs très avertis).

Méthode des transits.

 

Un transit représente le phénomène où un corps céleste passe devant un autre par rapport à un observateur situé sur un troisième corps.

L’exemple le plus connu est certainement l’éclipse de Soleil. La Lune passe devant le Soleil par rapport à l’observateur terrestre. C’est un transit de Lune devant le Soleil.

Il existe d’autres transits dans notre système Solaire. Le transit de Mercure et le transit de Vénus devant le Soleil par exemple.

Transit de Venus le 8 juin 2004. Crédit : Fred Espenak

 

Dans un registre différent, j’ai pu photographier et filmer la station internationale passant devant le Soleil. C’est également un transit, celui de l’ISS devant le Soleil.

 

Vidéo du transit de l’ISS devant le Soleil en vitesse réelle. N.Kizilian

 

Lorsque l’inclinaison d’un système exoplanétaire nous permet de le voir « par la tranche », une exoplanète peut réaliser un transit devant son étoile. C’est évidemment une configuration particulière qui est rencontrée assez rarement.

anim-transitMême si la résolution des télescopes ne permet pas de voir l’exoplanète en « ombre chinoise » devant son étoile, il est possible de mesurer une baisse de luminosité (plus scientifiquement appelée diminution de la magnitude apparente) de l’étoile pendant la durée du transit.

anim-transit-2.gifCette diminution de la luminosité apparente est très faible : De quelques millièmes à quelques centièmes de magnitude.

Elle est totalement invisible à l’œil nu, mais détectable par des caméras astronomiques très sensibles : Les CCD.

La méthode des transits est réalisable par les amateurs. C’est celle que j’ai utilisé pour réaliser la détection de l’exoplanète WASP-2b.

Cette méthode permet, tout comme celle des vitesses radiales, de déterminer la période de révolution de l’exoplanète autour de son étoile et donc sa distance par rapport à celle-ci.

La diminution de magnitude apparente de l’étoile permet en outre de calculer la taille de l’exoplanète.

A propos des données recueillies

 

En combinant les deux méthodes, on connait par conséquent :

  • La période de révolution de l’exoplanète,
  • Sa distance par rapport à son étoile,
  • La masse de l’exoplanète,
  • Sa taille.

Ces différents paramètres permettent de savoir si on a affaire à une planète tellurique (rocheuse comme la Terre) ou gazeuse (type Jupiter) :

  • Grosse planète et petite masse = faible densité = Planète gazeuse.
  • Petite planète et grande masse = forte densité = Planète tellurique.

Un élément supplémentaire est à prendre en compte : Le type spectral de l’étoile. L’analyse du spectre d’une étoile permet de déterminer ses caractéristiques dont sa taille et sa température.

En connaissant les caractéristiques de l’étoile, on détermine à quelles distances maximales et minimales doit se trouver une exoplanète pour posséder de l’eau à l’état liquide. C’est ce que l’on nomme la zone habitable.

En utilisant les deux méthodes de détection, les scientifiques recherchent une exoplanète tellurique située dans la zone habitable.

Dans ce cas, la vie telle que nous la connaissons serait possible. C’est cette recherche d’une vie extraterrestre qui constitue le plus grand défi de l’astronomie moderne.

Une troisième méthode : L’observation directe

 

Une nouvelle méthode a fait son apparition depuis peu chez les professionnels : L’observation directe.

Les très grands télescopes (spatiaux et terrestres) permettent désormais d’entrevoir les prémices de l’observation directe des exoplanètes. A l’heure actuelle, seules 20 exoplanètes ont été observées directement pour 2000 exoplanètes connues, soit tout juste 1%.

La lumière réfléchie par l’exoplanète étant noyée dans celle de son étoile, il est nécessaire de cacher cette dernière afin de réaliser des clichés directs des exoplanètes.

Cette méthode de pointe n’en est qu’à ses débuts. Il est nécessaire d’avoir un pouvoir séparateur très important (voir mon article à ce sujet), accessibles uniquement par les plus grands télescopes au monde.

L’EELT (European Extremly Large Telescope) avec son mirroir de 39 mètres, constituera un instrument de premier plan pour réaliser ces observations.

A terme : L’analyse du spectre d’une exoplanète tellurique, afin de déterminer la composition de son atmosphère. Certains composants pourraient être le résultat d’une activité organique et la preuve de l’existence de la vie.

 

Détection DE WASP-2b depuis mon jardin

 

Cela fait un peu plus d’un an que l’idée me trotte dans la tête. Me serait il possible de détecter le transit d’une exoplanète ?

Mieux : Me serait il possible de le faire depuis mon jardin, avec mon propre matériel ?

Fin août 2015 c’est décidé, je me lance.

La cible : WASP-2b

 

 

Comparaison de la taille de Jupiter et de Wasp-2b

Il faut d’abord trouver une cible.

Plusieurs paramètres sont à prendre en compte :

  • Le transit doit être visible depuis ma position géographique (latitude),
  • Il doit se produire dans un créneau horaire compatible (…la nuit…),
  • La baisse de luminosité de l’étoile doit être suffisamment important pour être détecté par mon petit télescope (grosse planète et/ou proche de son étoile).

Une base de données sur le site de la Czech Astronomical Society m’a permis de trouver la cible idéale : Wasp-2b.

Les prévisions pour la nuit du 21 au 22 août, et ma cible.

L’étoile Wasp-2 (sans le b qui désigne la planète) est une petite étoile de magnitude 12 située dans la constellation du Dauphin.

Son étoile sera en partie occultée par son exoplanète (Wasp-2b) la nuit du 21 au 22 août 2015.

Wasp-2b est une planète gazeuse, d’une taille égale à 1.079 fois Jupiter. Son étoile (Wasp-2) a une taille d’environ 80% celle du Soleil. Elle est située à 470 années-lumière de nous. Lors d’une discussion sur internet, on m’a fait remarquer que la lumière reçue aujourd’hui a été émise par l’étoile à la période ou Michel-Ange peignait le plafond de la Chapelle Sixtine. Ça donne une idée des distances en jeu…

Elle est extrêmement proche de son étoile, moins de 3% de la distance entre la Terre et le Soleil. Elle est donc très chaude, et fait partie de ce que l’on appelle les Jupiter chaudes.

Bref, aucune chance d’y trouver la vie, mais une cible de choix pour mon expérience.

Le début du transit est prévu à 23h31 (UTC+2), le milieu du transit est prévu à 00h25 et la fin à 1h19.

Toutes ces données sont compatibles avec ma situation géographique, les horaires, et la configuration de mon jardin (il faut viser entre la maison et les arbres).

Bref, tous les feux sont au vert.

J’ai préalablement réalisé des mesures des caractéristiques de ma CCD (pour les détails techniques, voir plus loin) afin de déterminer les paramètres nécessaires à l’acquisition des données.

Il faut prévoir de faire des acquisitions quelques dizaines de minutes avant le transit et quelques dizaines de minutes après le transit pour avoir un « à plat », puis la diminution de luminosité, puis de nouveau un « à plat » sur la courbe.

Le matériel est installé et réglé plusieurs heures avant le transit.

Mon télescope, prêt à détecter sa première exoplanète.

A 22h50, je lance ma série de mesures.

85 poses de 2 minutes sont réalisées jusqu’à 2h20 afin de pouvoir mesurer la diminution de luminosité de l’étoile.

Une fois les acquisitions terminées, et les données traitées, j’obtiens le graphique suivant :

Courbe de données brutes du transit de Wasp-2b (cliquer pour agrandir).

C’est une réussite !

On observe bien une diminution de la magnitude apparente de l’étoile, malgré des incertitudes (traits verticaux) importantes en raison du faible diamètre de mon télescope.

Les données ont été envoyées à la société tchèque d’astronomie afin de comparer ces données aux prévisions.

En bleu et gris sont représentées les courbes de prédiction. Les points représentent mes mesures :

Ça colle parfaitement !

J’ai bien détecté le transit de Wasp-2b depuis mon jardin.

Les résultats sont confirmés par la simulation du système exoplanétaire :

A gauche la prédiction, à droite le résultat de mes mesures.

La détection de WASP-2b est donc un succès !

C’est à n’en pas douter une étape importante pour moi. J’étais assez sceptique sur la faisabilité de la chose depuis mon jardin, mais force est de constater qu’avec un peu de méthode et de rigueur, ce défi qui était réservé aux professionnels il y a une dizaine d’années se révèle réalisable par des amateurs.

Cette première expérience m’a permis d’appréhender la procédure de mesure.

Je réaliserai à coup sûr de nouvelles détections. Il s’agit bien entendu d’un défi personnel, mais c’est aussi l’occasion de participer activement à la recherche scientifique.

J’aimerais prochainement m’attaquer à des cibles un peu plus difficiles afin de fournir aux professionnels des données plus rares et difficiles à acquérir, et plus intéressantes pour eux.

Pour aller plus loin…

Quels sont les point importants à prendre en compte afin de détecter un transit d’exoplanète ?

Premier point, de loin le plus important : Lire et appliquer l’excellent guide pratique réalisé par mon ami Bruno Dauchet.

Bruno a réalisé un guide pratique permettant la détection du transit d’exoplanètes. C’est à ma connaissance le seul guide de ce type en langue française.

J’ai suivi ce guide afin de réaliser mon expérience. Je vous encourage vivement à lui faire remonter toute critique constructive afin de faire évoluer ce guide.

Le guide et le fichier excel associé sont téléchargeables :

Vous avez lu le guide ? Si ce n’est pas le cas, faites le maintenant :  le reste de l’article ne présente que des informations complémentaires qui n’ont de sens qu’après lecture du guide. Si c’est fait, nous pouvons passer à la suite.

Quelques points d’attention :

Si, comme moi, vous disposez d’une caméra CCD munie d’un système anti-blooming (utilisateurs de chipset KAF-8300 levez la main !), il est nécessaire de mesurer la linéarité de votre CCD.

La chose est aisée : Réalisez des flats à différents temps de pose afin de couvrir la totalité de la dynamique de votre capteur (de 0 à 65535 ADU pour une CCD 16 bits), puis tracez la courbe de linéarité avec excel.

J’ai réalisé cette courbe sur ma CCD Moravian G2-8300 :

Linéarite de ma CCD (cliquer pour agrandir)

J’ai déterminé qu’une linéarité est garantie entre 15 000 et 40 000 ADU pour ma CCD.

Cependant, même avec des télescopes de petit diamètre (tel que mon Schmidt-Cassegrain de 8″ utilisé pour le transit de Wasp-2b), il faut privilégier des temps de pose  courts quitte à avoir une valeur en ADU faible.  Le but est d’obtenir un maximum de points de mesure.

Vous pouvez également mesurer les caractéristiques propres de votre CCD avec PixInsight (script BasicCCDParameters). En quelques minutes vous pourrez déterminer précisément le gain, le bruit ou encore le courant d’obscurité de votre capteur. Ces informations vous seront utiles, en particulier pour régler Muniwin afin d’obtenir des mesures précises.

Caractéristiques de mon capteur

Si vous avez un doute sur l’étoile à mesurer ou sur les étoiles de validation, utilisez le logiciel Aladin Desktop. Il vous permettra de déterminer précisément les caractéristiques des étoiles de votre champ. Le catalogue de l’AAVSO (Variable Star Index, B/vsx dans VizieR) est dans ce cas d’une grande utilité pour ne pas utiliser des étoiles variables comme référence.

Enfin, avant d’envoyer vos données au projet TRESCA, vérifiez que l’horodatage de vos données est correct. Il faut que vos données soient en UTC ! La courbe de prévision doit coller à vos mesures. J’ai moi-même fait l’erreur d’envoyer mes données en UTC+2 au lieu de UTC.

Si vous avez des questions, si vous avez besoin de conseil, si vous avez des remarques, n’hésitez pas à me contacter.

Si cet article vous a été utile et que vous avez pu réaliser des mesures, je serais ravi d’en être informé. Là aussi, laissez moi un message.

Bonne chance dans votre chasse aux exoplanètes, vous verrez que c’est plus facile qu’il n’y parait !