La science derrière la validation des nouvelles 1284 planètes trouvées par Kepler

En mai 2016, l’équipe scientifique de Kepler a annoncé la validation de la découverte de  1284 exoplanètes soit son plus grand butin en une seule étude !

La validation de la découverte d’une (exo)planète est la confirmation qu’un signal de transit détecté dans les observations Kepler est en effet la vrai signature d’une planète.

L’instrument Kepler détecte des exoplanètes en épiant continuellement plus de 150 000 étoiles pour détecter le moment où la lumière d’une l’étoile diminuera en raison du passage d’une planète devant celle-ci. On nomme cet événement un transit planétaire et il se reproduira périodiquement à chaque fois que la planète repassera devant l’étoile. Jusqu’à présent, le télescope spatial Kepler a détecté plus de 5000 événements de transit qui sont potentiellement dus à une planète extrasolaire. L’exceptionnel engouement que suscite cette annonce, chez nous les astronomes, n’est pas le fait que nous avons peut-être découvert des planètes mais provient bien de la certitude statistique avec laquelle nous sommes convaincus de les avoir trouvées !  Et d’en avoir trouvées pas juste quelques unes, mais bien 1284 nouvelles ! De cet échantillon, quelques 200 planètes ont des rayons très similaires à celui de notre planète Terre, ce qui suggère qu’elles pourraient avoir une composition rocheuse.  Enfin, et cela souligne la difficulté de rechercher la Vie – le Graal des chercheurs de l’iREx –  une seule de ces planètes est située dans la zone habitable, zone dans la quelle l’eau pue se retrouver sous forme liquide à la surface de la planète.

Le terme « validation » indique que la probabilité que le transit observé par Kepler soit une planète extrasolaire est de 99% et que ce transit n’est pas dû à un autre phénomène astrophysique ou à un effet instrumental lors de la prise de données. La plus commune des fausses validations astrophysiques vient de la présence d’étoiles binaires (doubles) en eclipse liées gravitationnellement.

Il y a quelques de différences d’observation entre des étoiles binaires à eclipse et des planètes en transit devant leur étoile, notamment, la profondeur de la perte de luminosité du transit, la forme du transit, les événements secondaires et les photo-centroïdes !

La profondeur de la perte de luminosité du transit – ou encore par extension la profondeur du transit – est proportionnelle au rayon de l’objet (planète ou autre) passant devant l’étoile hôte. Les tailles des planètes s’étendent d’une taille un peu de plus petite que la planète Mercure à modérément plus grande que celle de le Jupiter selon la masse, la composition et la température des planètes. Les étoiles les plus petites ont une taille similaire à Jupiter, tandis que les étoiles comme le Soleil sont 10 fois plus grandes. Ainsi, la profondeur d’un transit observé, combinée à la connaissance des propriétés physiques de l’étoile hôte est un bon indicateur pour savoir si le transit est dû  soit à une planète, soit à une autre étoile.

Une complication arrive quand la lumière d’étoiles et de planètes multiples est mélangée ! Kepler détermine la luminosité d’une étoile à l’aide des détecteurs CCD qui sont semblables aux détecteurs trouvés dans des appareils photos numériques. Un détecteur CCD est composé d’un tableau de pixels qui, combiné avec l’optique du télescope, définit la résolution de l’imageur. Ainsi, si deux étoiles sont toutes deux imagées sur le même pixel, la lumière des deux étoiles se mélange. Si une des étoiles a un compagnon en transit, la profondeur du transit observée sera moins profonde que pour une étoile induisant alors un « faux positif », c’est-à-dire, la « fausse » présence d’une exoplanète au lieu du système binaire d’étoiles.

La forme de la courbe de lumière du transit est aussi un indicateur de la taille du corps celeste passant de l’étoile observée. Ainsi la forme de la courbe de lumière d’un corps céleste en transit de petite taille par rapport à son étoile hôte aura la forme d’un « U » alors que pour un objet de taille équivalente à son étoile hôte, ce sera plutôt une forme en « V ». La forme du transit peut donc aider les astronomes à bien distinguer les exoplanètes et les étoiles binaires à éclipse.

lightcurve

Exemple de courbe de lumière : luminosité de l’étoile (brightness) en fonction du temps (time) où l’on peut apercevoir la forme du transit en forme de « U » (cas de la figure) ou « V ». (C) NASA

Les détecteurs CCD et l’optique de la caméra de Kepler ont été conçus de telle façon que la lumière provenant d’une étoile (un point source dans le ciel) soit étalée sur plusieurs pixels. Cet étalement permet d’utiliser la méthode des photo-centroïdes qui permet de déterminer si plusieurs étoiles sont présentes dans une seul point source et la quelle des 2 étoiles possède un compagnon stellaire qui transit ! Imaginez vous devant une auto avec ses phares allumés fonçant vers vous. Si un des 2 phares est obscurci ou même s’éteint, vous observeriez un surplus de lumière se déplaçant du coté du phare le plus lumineux. Le même principe s’applique aux exoplanètes en transit : si la quantité de lumière se déplace sur le détecteur CCD quand un transit se réalise alors c’est qu’il y a une seconde source de lumière présente (une autre étoile).

En combinant toutes ces méthodes, il est alors possible d’estimer la probabilité qu’un transit soit bien dû à une exoplanète. En appliquant cette analyse à l’échantillon des données de Kepler, une simple question s’est alors posée : combien de planètes candidates parmi les 5000 déjà observées par Kepler sont réellement des transit ? La réponse fut éloquente, avec déjà plus de 2000 confirmation, c’est 1284 planètes de plus que les astronomes ont pu valider. Un nombre déjà gigantesque mais qui ne fera qu’augmenter avec le télescope TESS le futur remplaçant de Kepler.