Première image directe d’une exoplanète à “seulement” 63 années-lumière d’ici
La plupart des exoplanètes dont la présence a été confirmée jusqu’à présent n’ont jamais été observées directement. Nous confirmons leur présence par des moyens indirects, tels que l’effet qu’elles ont sur leur étoile. Mais à présent, des astronomes ont révélé des images d’une exoplanète trouvée indirectement.
Image d’entête : représentation artistique de l’étoile entourée d’un disque de poussière à travers lequel se sont formés au moins deux exoplanètes. (Max Planck institute fur astronomie)
Ce n’est pas seulement un impressionnant exploit de compétences et de technologie. La combinaison des méthodes nous a donné une superbe boîte à outils pour mesurer une exoplanète. Pour la première fois, des astronomes ont mesuré à la fois la luminosité et la masse d’une exoplanète, ce qui a permis de mieux comprendre la formation des planètes.
L’exoplanète est Beta Pictoris c (β Pic c), une géante gazeuse en orbite autour de l’étoile, vous l’aurez deviné, Beta Pictoris, située à seulement 63 années-lumière. C’est une étoile très jeune, très brillante, d’environ 23 millions d’années. Elle est donc encore entourée de nombreux débris poussiéreux, et ses exoplanètes (il y en a deux confirmées à ce jour) ne sont que des nourrissons, âgés d’environ 18,5 millions d’années.
β Pic c est la deuxième de ces planètes, et elle a été découverte en utilisant la méthode de la vitesse radiale. Les étoiles, voyez-vous, ne restent pas immobiles pendant que les planètes tournent autour d’elles. Les deux corps exercent une attraction gravitationnelle l’un sur l’autre, et l’orbite se trouve autour d’un centre de gravité mutuel.
Ainsi, si vous regardez une étoile et que vous pouvez la voir vaciller un peu sur place, sa lumière s’allongeant dans des longueurs d’onde plus rouges(décalage vers le rouge), lorsqu’elle s’éloigne, et se raccourcissant dans des longueurs d’onde plus bleue (décalage vers le bleu), lorsqu’elle se rapproche, cela signifie souvent qu’elle est tirée par une exoplanète. Plus l’exoplanète est grande, plus elle exerce une forte attraction sur l’étoile.
Beta Pictoris b (β Pic b), une géante gazeuse ayant jusqu’à 13 fois la masse de Jupiter, a été découverte en 2008 par imagerie directe. On s’attendait donc à ce que l’étoile vacille.
Mais, en étudiant les données d’observation prises au cours des 16 années précédentes, un vacillement remarqué par l’astronome Anne-Marie Lagrange de l’Observatoire de Grenoble en France et ses collègues ne correspondait pas à β Pic b. Il semblait plutôt s’agir d’une deuxième exoplanète, non détectée auparavant.
Ils ont dévoilé leur exoplanète fraîchement découverte, β Pic c, l’année dernière.
C’est là qu’entre en jeu la collaboration ExoGRAVITY, un projet qui utilise l’instrument GRAVITY de l’interféromètre du Very Large Telescope pour imager directement les exoplanètes. L’équipe d’ExoGRAVITY a estimé que β Pic c serait une excellente candidate pour l’imagerie directe.
Ils cherchaient une exoplanète avec un bon ensemble de données de vitesse radiale, et comme la soeur de β Pic c avait déjà été imagé directement, cela semblait un bon pari.
Ces images montrent la géométrie du système β Pictoris : L’image de gauche montre l’étoile et les deux planètes intégrées dans le disque poussiéreux dans une orientation permettant de les voir depuis le point de vue du système solaire. Cette vue a été réalisée en utilisant les informations provenant d’observations réelles. Le cadre du milieu contient une représentation artistique du système disque / planète. L’image de droite montre les dimensions du système vu de dessus et les observations précédentes de β Pictoris b (diamants orange et cercles rouges) et les nouvelles observations directes de β Pictoris c (cercles verts). L’orbite exacte de la planète c est encore quelque peu incertaine (zone floue en blanc). (Axel Quetz/ MPIA Graphics Department)
Très peu d’exoplanètes peuvent être imagées directement avec notre technologie actuelle. Elles doivent être suffisamment éloignées de leur étoile, sinon elles disparaissent dans l’éblouissement. Nos méthodes de détection des exoplanètes les plus fiables fonctionnent mieux sur les étoiles très proches. Et il est utile que l’exoplanète soit assez jeune, car ces planètes sont encore assez chaudes pour émettre des radiations thermiques.
Il s’est avéré que β Pic c était idéale. Ces années de données sur les oscillations ont fourni un excellent profil du mouvement de l’exoplanète. L’équipe d’ExoGRAVITY, dirigée par l’astronome Mathias Nowak de l’université de Cambridge au Royaume-Uni, a pu se rendre sur place et obtenir des images directes. Ces travaux ont permis d’obtenir un ensemble de données sur l’exoplanète comme il n’en avait jamais obtenu auparavant.
Les données de vitesse radiale ont été utilisées pour calculer la masse et l’orbite de l’exoplanète. Elle a une masse d’environ 8,2 fois celle de Jupiter, et tourne autour de l’étoile à 2,7 unités astronomiques, avec une période orbitale de 3,4 ans. Jusqu’à présent, tout est normal.
Mais les images directes ont révélé une surprise : β Pic c est étonnamment pâle, six fois moins lumineuse que sa sœur, même si les deux exoplanètes sont de taille similaire, ce qui suggère qu’elle est beaucoup plus froide. Sa luminosité suggère que sa température est d’environ 980°C (1 250 Kelvin), contre 1450°C (1 724 Kelvin) pour β Pic b.
Cela pourrait être un indice sur la façon dont l’exoplanète s’est formée : Dans les modèles, la température d’une jeune exoplanète est liée à sa méthode de formation.
Dans le modèle de formation de l’instabilité discale, une partie du disque protoplanétaire de poussière et de gaz tourbillonnant autour de l’étoile naissante s’effondre directement en une géante gazeuse. Dans ce modèle, l’exoplanète n’a pas de noyau solide, et se forme à une température plus élevée et elle est plus lumineuse.
Dans le modèle d’accrétion du noyau, les morceaux de roche du disque protoplanétaire se collent les uns aux autres, d’abord par des forces électrostatiques, puis par la gravité, formant un corps de plus en plus grand, formant une planète de bas en haut. L’exoplanète qui en résulte a un noyau solide, et forme un corps plus froid et plus sombre.
Parce que β Pic c est plus petite et plus sombre que prévu, et parce que le modèle d’instabilité du disque exige que l’exoplanète se forme beaucoup plus loin de son étoile que β Pic c ne l’est aujourd’hui, l’équipe pense que l’exoplanète s’est formée par accrétion du noyau.
C’est un résultat fascinant, mais il reste encore du travail à faire. Nous n’avons pas d’estimation fiable de la masse de β Pic b, qui pourrait être entre 9 et 13 fois la masse de Jupiter. Elle est en orbite autour de l’étoile à une plus grande distance que β Pic c, ce qui signifie que nous n’avons pas assez de données sur l’oscillation pour en déduire la masse. Il sera plus difficile d’évaluer comment elle s’est formée tant que le champ d’investigation n’aura pas été réduit.
Et il y a encore du travail à faire sur β Pic c. La prochaine étape consistera à prendre des spectres détaillés de la lumière émise par l’exoplanète. Les scientifiques pourront ainsi déterminer la composition de l’atmosphère de la planète, une technique essentielle pour rechercher des signes de vie ailleurs dans la galaxie.
Les recherches décrites dans deux études publiées dans la revue Astronomy & Astrophysics :
Et présentée sur le site de l’Observatoire des Sciences de l’Univers de Grenoble : Exoplanètes : le système beta Pictoris se dévoile et sur le site de l’Institut Max Planck : First direct observation of exoplanet β Pictoris c.