vendredi 1 mai 2015

Première analyse de la lumière réfléchie d'une exoplanète

Une équipe européenne d'astronomes vient de publier une belle observation, celle du premier spectre de lumière visible réfléchie par la surface d'une exoplanète. Il s'agit de plus de l'une des exoplanètes les plus célèbres car étant la toute première découverte en orbite  autour d'une étoile du type du Soleil: 51 Pegasi b.



L'exoplanète 51 Pegasi b se situe à une distance de 50 années-lumière de la Terre, en orbite autour de l'étoile 51 Pegasi, dans la constellation de Pégase, elle a été découverte il y a déjà 20 ans. C'est une planète archétype de celles qu'on appelle des Jupiter chauds, qui sont assez communes. Ces exoplanètes sont assez similaires en taille à Jupiter, mais se trouvent beaucoup plus près de leur étoile que ne l'est Jupiter du Soleil.

Vue d'artiste de 51 Pegasi b autour de son étoile (Nature)
L'équipe de l'astrophysicien doctorant portugais Jorge Martins de l'Instituto de Astrofisica e Ciencias do Espaço de l'université de Porto, qui travaille à l'ESO au Chili, a utilisé l'instrument HARPS monté sur le télescope de 3,6 m de l'Observatoire de La Silla. 
La technique la plus répandue jusqu'à aujourd'hui pour observer des spectres de lumière en provenance d'exoplanètes est d'observer des raies d'absorption, quand la planète passe devant son étoile; il s'agit d'une méthode de spectroscopie par transmission. 
La nouvelle méthode appliquée par Martins et ses collègues consiste à mesurer la lumière de l'étoile qui est réfléchie par l'atmosphère de l'exoplanète, on parle alors de spectroscopie par réflexion. Le gros avantage de cette méthode est que les observations ne dépendent plus de l'existence d'un transit de la planète devant son étoile. Elle peut ainsi être appliquée sur de très nombreuses exoplanètes, et à tout moment (sauf si elles se trouvent derrière leur étoile bien sûr).
Et grâce à la spectroscopie par réflexion, de nombreuses caractéristiques de la planète étudiée peuvent être déduites, qui ne sont pas accessibles par les autres méthodes d'analyse existantes. Le principe de l'observation spectroscopique par réflexion consiste d'abord à mesurer précisément le spectre de l'étoile (ici 51 Pegasi), puis à chercher dans sa proximité immédiate un petit point de lumière montrant les mêmes raies spectrales, c'est la planète. La tâche est extrêmement délicate du fait de la taille très très petite de la planète... 
Ces nouvelles données spectroscopiques permettent de fournir aux astronomes des caractéristiques comme la masse de la planète, ainsi que son inclinaison orbitale, données essentielles si on veut bien comprendre le système stellaire en question. De plus, la réflectivité (ou albedo) peut être déterminée, ce qui permet de déduire la composition de la surface et de l'atmosphère de l'exoplanète. 


Zoom sur la localisation de 51 Peg (ESO)

51 Pegasi b a donc une masse qui vaut la moitié de celle de Jupiter et son orbite est inclinée d'environ 9° par rapport à la direction 51 Peg - Terre. 51 Peasi b, malgré sa plus faible masse, semble plus grosse en diamètre que Jupiter (entre 1,6 et 1,9 fois plus grosse) et a une plus forte réflectivité. Ces caractéristiques semblent néanmoins normales pour une planète de ce type à cette distance de son étoile.
Ce qui rend cette observation vraiment très intéressante, au delà de ces nouvelles analyses, c'est que le télescope utilisé n'était pas très bien adapté pour ce type d'observation. Cela rend les astronomes très optimistes, car ils vont bientôt pouvoir utiliser des spectrographes bien plus puissants comme par exemple le spectrographe ESPRESSO, sur des télescopes bien plus grands, comme le VLT ou le futur EELT. 

En attendant, si cela vous intéresse, vous avez la possibilité de proposer un nom pour cette exoplanète 51 Pegasi b. Un "concours" ouvert à tous est proposé par l'Union Astronomique Internationale et l'association Zooniverse.
Ça se passe par là : http://www.nameexoworlds.org/#signup


Sources : 
Evidence for a spectroscopic direct detection of reflected light from 51 Pegasi b
J. Martins et al.
Astronomy & Astrophysics 576, A134 (2015)

Communiqué de presse de l'ESO