À la recherche d'exoplanètes

Deux télescopes massifs dans le Lone Star State surveillent 450 soleils dans l'espoir de trouver d'autres mondes.

Par Robert Reeves  | Publication: vendredi 2 août 2019

Agé de près de 50 ans, le télescope Harlan Smith de 2,7 mètres du McDonald Observatory dans l'ouest du Texas reste l'un des principaux instruments d'enregistrement des spectres stellaires.

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Michael Endl est en mission: en tant que chercheur à l'Université du Texas à Austin, il espère que la somme de sa carrière en astronomie sera un tableau caractérisant les exoplanètes, comme vous pourriez le trouver sur un vaisseau futuriste explorant des étoiles lointaines.

En tant que chasseur de planète, Endl est membre d'une ligue croissante d'astronomes qui cherchent d'autres mondes comme le nôtre pour répondre à des questions de base: certains types d'étoiles n'hébergent-ils que certains types de planètes? Quelle est la fréquence des planètes rocheuses dans la zone habitable d'une étoile? Les atmosphères des exoplanètes de la taille de la Terre contiennent-elles des biosignatures indiquant une vie possible?

La recherche d'exoplanètes est un domaine passionnant. Il y a une génération, c'était considéré comme une impasse de carrière. Maintenant, Endl et ses collègues se concentrent sur les réponses à ces questions.

La conception à tube fermé du télescope Harlan Smith le rend unique. Une rangée de ventilateurs de refroidissement en forme de théière autour de la base stabilise les courants d'air dans le tube, permettant au télescope d'atteindre une résolution de 1 ".

Techniques de recherche

Endl et ses collègues trouvent des planètes extrasolaires utilisant des techniques simples en théorie mais minutieuses en exécution. Les deux méthodes les plus productives sont les méthodes de transit et de vitesse radiale. La méthode de transit est bien adaptée aux observatoires spatiaux comme le vaisseau spatial Kepler de la NASA. Il peut regarder un champ d'étoiles pendant des semaines tout en mesurant tout creux de luminosité stellaire provoqué par une planète se croisant devant une étoile.

La méthode de transit se limite à détecter des planètes dont les plans orbitaux sont alignés avec notre ligne de vue, probablement seulement un petit pourcentage. La méthode de transit a réussi à rassembler des centaines de candidats à l'exoplanète en raison de la capacité de Kepler à regarder des milliers d'étoiles à la fois.

La méthode de la vitesse radiale est plus tolérante aux lacunes d'observation causées par la lumière du jour ou le mauvais temps et est donc mieux adaptée aux observatoires basés sur la Terre. Cette technique utilise la spectroscopie pour mesurer les changements de vitesse d'une étoile. Ces changements se produisent en raison de l'attraction gravitationnelle d'une planète sur son étoile. Cela fonctionne bien pour de nombreuses étoiles, mais les énormes ne sont pas beaucoup affectées par l'attraction des petites planètes semblables à la Terre. Lorsqu'une planète est détectée, la méthode de la vitesse radiale peut également être utilisée pour déterminer sa masse minimale.

L'astronome Michael Endl réfléchit à sa prochaine cible alors qu'il progresse dans sa liste d'étoiles candidates à l'exoplanète.

Toutes les étoiles ne sont pas candidates aux recherches. «Les systèmes à trois étoiles sont ignorés car les champs de gravité stellaires combinés détruisent les disques de formation planétaire», explique Endl. "Les étoiles binaires proches sont également ignorées par les levés de vitesse radiale car les étoiles composantes ont des vitesses radiales en kilomètres par seconde, ce qui rend impossible de discriminer les changements de vitesse en mètres par seconde induits par la gravité d'une planète."

Endl a passé 20 ans à utiliser la vitesse radiale pour trouver des exoplanètes. «Aujourd'hui, l'existence d'exoplanètes ne fait plus de doute», dit-il fièrement. «Le taux de découverte n'est pas aussi important que de caractériser les exoplanètes connues. Le but de nos recherches est de trouver la différence entre les planètes autour des étoiles de type M, de type G et supergéantes. Les planètes rocheuses semblent être abondantes, mais nous voulons déterminer si les planètes de la taille de Jupiter sont la règle. »

Le télescope Harlan Smith scrute le ciel nocturne pendant l'enregistrement des spectres. Les chercheurs utilisent les données dans leur recherche d'exoplanètes.

La science des exoplanètes à l'observatoire McDonald

Le programme d'exoplanètes de l'Université du Texas n'est qu'une des nombreuses recherches dans le monde. Il a commencé en 1988 et observe régulièrement un ensemble de 200 étoiles proches avec le télescope Harlan Smith de 2,7 mètres. Il cible les soleils proches dans toutes les classes stellaires. 250 autres étoiles sont les cibles du télescope Hobby-Eberly de 10 mètres de l'observatoire McDonald dans l'ouest du Texas.

Les petites étoiles de type M sont des cibles de recherche populaires car elles sont plus abondantes que les étoiles de type G comme notre Soleil. Endl explique plus d'avantages: «Étant plus petit, leur rayonnement est moins intense et leur zone habitable est plus proche de l'étoile. Les planètes encerclent les étoiles de type M en plusieurs jours, et la masse inférieure de l'étoile répond plus facilement aux perturbations gravitationnelles de la planète, ce qui les rend plus faciles à détecter. Une planète proche d'une étoile de type M peut même être détectée en un seul cycle d'observation de plusieurs jours. »Bien que les planètes autour d'étoiles de type M puissent être relativement faciles à trouver, Endl souligne que des observations à long terme sont nécessaires pour affiner les masses et les périodes orbitales.

Le télescope Harlan Smith a été construit dans les années 1960 avec l'aide de la NASA pour soutenir le programme Apollo. Le télescope peut être configuré pour alimenter en lumière un spectrographe massif qui occupe tout l'étage sous le télescope. Il est bien adapté à l'enregistrement de spectres pour la détection de vitesse radiale.

Le temps de recherche d'exoplanètes se produit pendant les phases de lune plus brillantes car le clair de lune a peu d'effet sur les spectres. La plupart des cibles sont des étoiles à l'œil nu, mais certaines sont aussi faibles que la 10e magnitude. Le spectrographe est suffisamment sensible pour mesurer des vitesses radiales jusqu'à 4 mètres par seconde, permettant la détection d'une exoplanète de la taille de Saturne 5 unités astronomiques à partir d'une étoile semblable au soleil. (Une unité astronomique est la distance moyenne Soleil-Terre.)

Comme tous les visiteurs visitant la salle de spectrographie du télescope, l'auteur a dû prendre un selfie en utilisant l'un des grands miroirs de l'instrument. Le faible éclairage à l'intérieur de la salle du spectrographe a nécessité une exposition de 10 secondes.

Utilisation du télescope Harlan Smith

Le tour d'Endl avec le télescope Harlan Smith intervient tous les quatre mois. L'été dernier, je l'ai rejoint à l'observatoire McDonald pendant qu'il cherchait des exoplanètes. Endl a souligné plusieurs choses: «Les aspects importants d'une course d'observation sont le bon café et la bonne musique.»

En écoutant sa playlist éclectique et en sirotant un café exotique, j'ai rapidement déduit que trouver des exoplanètes n'est pas facile. Il y a peu de moments «Eureka!» Où un observateur repère une planète et la confirme rapidement. Les recherches sur les exoplanètes nécessitent de collecter des données étendues qui sont analysées au fil du temps pour prouver ou réfuter l'existence d'une planète autour d'une autre étoile.

Les expositions au spectrographe sont limitées à 20 minutes, non pas parce que le capteur deviendra saturé, mais parce que le mouvement de la Terre enduit les spectres et rend la vitesse radiale de l'étoile difficile à calibrer. Parce que des couches d'air plus denses absorbent et déforment la lumière des étoiles, aucune étoile n'est observée en dessous d'environ 25 ° d'altitude.

L'observateur contrôle le télescope. Les étoiles cibles souhaitées sont répertoriées dans un script logiciel qui sélectionne l'étoile suivante après l'enregistrement de chaque spectre. Un autoguideur efficace intégré à la fente du spectrographe guide le télescope pendant l'exposition. Un posemètre dans le chemin optique compte les photons et détermine quand une exposition suffisante a été enregistrée, mettant souvent fin à l'exposition avant la limite de 20 minutes. Si l'étoile est aussi brillante que la 4e magnitude, l'exposition ne dure qu'une minute.

Une fois l'exposition terminée, le télescope ne se déplace pas automatiquement vers la cible suivante. L'opérateur doit sortir de la salle de contrôle, marcher jusqu'au télescope et au pupitre de commande du dôme et maintenir enfoncé l'interrupteur d'un homme mort pour déplacer le télescope. Cela permet de garder les yeux sur le télescope pour éviter d'éventuelles collisions avec la jetée ou des objets sur le sol du dôme. L'opérateur retourne dans la salle de contrôle et peut enregistrer jusqu'à 30 spectres par nuit.

La passerelle entourant le dôme du télescope offre une vue magnifique sur le lever du soleil dans les montagnes Davis. Cet événement signale la fin de la course d'observation.

Regarder le télescope Harlan Smith fonctionner était impressionnant, mais rien ne m'a préparé à la complexité étonnante du spectrographe. Dans sa salle, qui est aussi grande que l'intérieur d'une maison de taille modeste, une vaste gamme de relais et de miroirs de caméra passe le faisceau lumineux de la fente du spectrographe au foyer Coudé du télescope à travers le réseau de diffraction, puis sur une puce de caméra CCD .

Le détecteur CCD du spectrographe reste continuellement en dessous de –100 ° Celsius (–148 ° Fahrenheit), refroidi à l'azote liquide. Un opérateur étalonne le détecteur chaque soir avec une lampe à émission de thorium-argon pour faire correspondre des raies d'émission spécifiques à des pixels spécifiques sur le détecteur. L'opérateur peut ajuster la position du spectre sur le détecteur CCD verticalement en inclinant le prisme et horizontalement en inclinant le réseau de diffraction.

Un petit télescope commercial coupe une partie du faisceau lumineux entrant dans le spectrographe et le dirige vers un posemètre qui contrôle le temps d'exposition de la caméra.

Une vitesse radiale stellaire de 1 500 mètres par seconde décale une ligne spectrale d'un pixel sur le détecteur CCD. Les petits changements de vitesse radiale stellaire induits par la gravité d'une planète ne peuvent pas être vus à travers une comparaison visuelle des spectres. Le logiciel de réduction des données du spectrographe mesure les changements de vitesse radiale au 0,002 pixel le plus proche, permettant au télescope de détecter les changements de vitesse stellaire de 4 mètres par seconde.

Le détecteur CCD du spectrographe est si sensible qu'il est interdit aux opérateurs d'allumer des lampes fluorescentes dans la pièce car l'émission persistante affectera les observations de l'instrument. Même les lampes à incandescence ne peuvent pas être allumées plusieurs heures avant l'étalonnage ou les observations.

La lumière se réfracte différemment lorsque la pression atmosphérique et la température de la Terre changent, modifiant l'étalonnage du spectrographe. Pour compenser cela, l'équipement maintient la salle du télescope et du spectrographe à la même température. Lorsque le spectrographe crée une image, un spectre de référence d'iode est simultanément enregistré à proximité des spectres de l'étoile. Cela ancre les raies spectrales connues aux pixels connus du spectrographe, ce qui permet d'éliminer les décalages spectraux induits par la flexion du télescope et les conditions atmosphériques.

Contrairement à d'autres grands télescopes professionnels, le télescope Harlan Smith a un tube fermé. Un système de ventilation stabilise la température dans le télescope, lui permettant d'atteindre régulièrement une résolution de 1 ".

Les miroirs à relais dirigent le trajet lumineux du télescope sur la fente du spectrographe et la caméra à guidage automatique. Le tube d'oculaire en laiton est utilisé pour focaliser le télescope.

Un signal provenant du vaisseau spatial Kepler qu'une étoile a brièvement atténué n'est pas une preuve suffisante qu'une planète la contourne. Voici où Endl et son collaborateur, Bill Cochran, creusent et font le travail de détective. Endl observe l'étoile candidate et transmet les données des observations de chaque nuit à Cochran à l'Université du Texas.

Ensuite, les deux collaborateurs déterminent si la gradation périodique de l'étoile candidate est due à des facteurs tels qu'un compagnon binaire, une variabilité intrinsèque ou de grands «étoiles» à sa surface. Si de telles options sont exclues, d'autres observations de suivi recherchent la courbe de vitesse radiale révélatrice indiquant que l'étoile dérive lentement d'avant en arrière le long de notre ligne de visée en raison de l'attraction minuscule de la gravité d'une planète.

Un brillant avenir

Des années de recherche indiquent que la formation planétaire est un mécanisme robuste. Les données de Kepler suggèrent que 30 pour cent des étoiles de type G semblables au Soleil ont 1 à 1,5 planètes de rayons terrestres dans leurs zones habitables. Cependant, l'erreur statistique pourrait atteindre 20%; ainsi, les planètes semblables à la Terre pourraient être aussi rares qu'elles n'existent que dans environ 10% des étoiles de type G ou aussi abondantes que la moitié de celles-ci.

Les Jupiters chauds en orbite près de leurs étoiles sont rares. Les chercheurs se demandent si ces planètes ont migré vers l'intérieur, détruisant le reste du système planétaire de leur étoile. Ils aimeraient également savoir si les planètes de la taille de Jupiter font partie intégrante de la formation des planètes.

La caméra CCD du spectrographe est refroidie à l'azote liquide et contrôlée par une interface électronique complexe.

L'avenir de la recherche sur les exoplanètes s'éclaircit. Le satellite WFIRST (Wide Field Infrared Survey Telescope) de la NASA, prévu pour un lancement au milieu des années 2020, aura un puissant coronographe pour imager des planètes proches d'une étoile.

Comprendre l'atmosphère d'une exoplanète est également un domaine de recherche clé. Le problème actuel est que le spectre de l'atmosphère d'une planète en transit est une fraction du spectre total de l'étoile. Les techniques actuelles peuvent analyser la composition atmosphérique approximative des planètes en transit avec 1,5 à 2 masses terrestres, ainsi que les Jupiters chauds qui se trouvent près de leurs étoiles. Cependant, beaucoup de ces exoplanètes ont une atmosphère brumeuse dont les spectres en révèlent peu.

Bien sûr, les astronomes aimeraient détecter les biosignatures - des gaz produits comme sous-produit de la vie. Pour ce faire, avec la technologie d'aujourd'hui, il faudrait un télescope de 30 m ou une mission spatiale. Peut-être que le télescope géant de Magellan en construction au Chili sera capable de détecter les gaz produits biologiquement dans l'atmosphère des planètes en orbite autour des étoiles voisines Proxima Centauri et TRAPPIST-1. L'imagerie directe d'une exoplanète non transitante sera plus efficace pour détecter les biosignatures, mais de telles recherches devront attendre le lancement du télescope spatial James Webb au printemps 2019 ou lorsque le satellite WFIRST sera mis en ligne au cours de la prochaine décennie.

En attendant, des chercheurs comme Endl poursuivent leur travail de détective en balayant les étoiles proches et en perfectionnant les techniques. Avec chaque nouvelle observation, Endl remplit les blancs et se rapproche de répondre aux questions persistantes sur les planètes bien au-delà de notre système solaire. Le rêve d'Endl de créer la carte des exoplanètes se rapproche de la réalité. Ses recherches actuelles porteront sur les faits de futurs manuels décrivant des mondes extraterrestres incroyables qui n'avaient pas été imaginés il y a plusieurs décennies.

Source: http://www.astronomy.com
Lien:  http://www.astronomy.com/magazine/2019/08/in-pursuit-of-exoplanets?utm_source=asyfb&utm_medium=social&utm_campaign=asyfb&fbclid=IwAR2af64Ip5HUyx_JgTH0mKF6VYBDSHeRbb-J0JDqudexj8jalyM_z4Q_HLM