Vélocimétrie infrarouge haute précision

La méthode de vélocimétrie, aussi appelée méthode des vitesses radiales, a permis de découvrir plusieurs centaines de planètes à ce jour. C’est notamment grâce à cette technique qu’on a découvert en 1995 la première planète autour d’une étoile similaire à notre Soleil, 51 Peg b.

Cette technique s’appuie sur le fait qu’une planète en orbite autour d’une étoile affecte son mouvement. On dit communément qu’une planète « tourne autour d’une étoile », mais en réalité, les deux astres, la planète et son étoile, tournent autour de leur centre de masse commun. C’est ce que l’on voit dans la vidéo ci-dessous. Comme la planète est beaucoup plus légère que son étoile, ce centre de masse se situe très près du centre de l’étoile. Pendant que la planète se déplace sur son orbite, l’étoile se déplace aussi aussi une orbite, beaucoup plus petite. Cela amène sa vitesse à varier de quelques km/h sur une période correspondant au temps que prend la planète pour faire un tour, typiquement quelques jours, semaines ou mois. Il est possible de mesurer le changement périodique de la vitesse d’une étoile grâce à des spectrographes très précis. En effet, quand l’étoile s’approche et s’éloigne de nous, cela entraîne un petit décalage de ses raies spectrales vers le bleu, puis vers le rouge, un phénomène appelé « effet Doppler « .

Illustration de la méthode de vélocimétrie. Une planète orbitant autour d’une étoile induit un mouvement de l’étoile qui peut être mesuré à l’aide de spectrographes de haute précision. Crédit : ESO/L. Calçada

Plus la planète est massive et proche de son étoile, plus l’effet sur cette dernière est grand, et plus il est facile de la détecter par cette méthode. Cela explique que les Jupiters chauds, des planètes très massives et très proches de leur étoile, ont été parmi les premières planètes détectées avec cette méthode. Un des intérêts de la méthode est qu’elle permet d’obtenir une contrainte sur la masse de la planète, une information qui peut être combinée à sa taille (qu’on peut obtenir si elle transite devant son étoile) afin de déduire la densité et de contraindre la composition intérieure.

Actuellement, la précision des meilleurs spectrographes (comme HARPS sur le télescope de 3,6m de l’ESO) est de l’ordre de 1 m/s (3,6 km/h). Cette précision est suffisante pour détecter des exoplanètes comme Jupiter, qui induit un mouvement de l’ordre de 13 m/s sur le Soleil. Ce n’est toutefois pas suffisant pour détecter des planète de masse et d’orbite similaires à la Terre autour d’étoile comme le Soleil, car le mouvement induit est d’à peine 10 cm/s.

Intérêt de l’infrarouge pour les étoiles de faible masse

Les astronomes s’intéressent particulièrement aux planètes qui, comme la Terre, sont juste à la bonne distance de leur étoile pour que l’eau puisse être liquide à leur surface. La génération actuelle d’instruments n’a pas la précision nécessaire pour détecter des planètes terrestres dans cette « zone habitable » autour d’étoiles comme le Soleil. Il est toutefois beaucoup plus facile de détecter des planètes dans cette zone autour d’étoiles moins massives que le Soleil, et cela pour plusieurs raisons :

  • Ces étoiles étant moins lumineuses, la zone habitable est beaucoup plus proche de l’étoile, ce qui augmente l’effet de la planète sur son étoile.
  • Les périodes orbitales des planètes de la zone habitable sont beaucoup plus courtes pour ces étoiles que pour des étoiles comme le Soleil (quelques semaines vs environ un an), ce qui simplifie grandement le suivi.
  • Les étoiles étant elles-mêmes moins massives, le centre de masse du système étoile-planète s’éloigne de l’étoile, ce qui augmente le signal en vitesse radiale.
  • Les étoiles de faible masse étant beaucoup plus nombreuses que les étoiles comme le Soleil, on en retrouve beaucoup dans notre voisinage immédiat, multipliant ainsi le nombre d’étoiles observables.
  • Les premières détections de planètes autour des étoiles de faible masse laissent penser que la majorité de ces étoiles possèdent des planètes de type terrestre.

La détection de planètes terrestres dans la zone habitable d’étoiles de faible masse présente toutefois un défi particulier. Ces étoiles émettent surtout leur lumière dans l’infrarouge, mais la plupart des spectrographes de haute précision qui existent, comme HARPS, opèrent dans le domaine visible du spectre électromagnétique.

Les chercheurs de l’iREx se sont donc impliqués dans le développement de spectrographes de haute précision qui opèreront dans l’infrarouge et permettront de détecter et de caractériser des planètes terrestres dans la zone habitable d’étoiles de faible masse. Le premier, SPIRou, sera installé en 2018 sur le Télescope Canada-France-Hawaii, tandis que le second, NIRPS, sera installé en 2019 sur le Télescope de 3,6m de l’ESO, au Chili.

Pour en apprendre plus sur SPIRou et NIRPS, voir :