La vie dans l’univers : voir enfin les exoplanètes
Quel sera le futur de l’imagerie directe?
Pourquoi est-ce si difficile d’obtenir l’image directe d’une exoplanète? Nous l’avons dit, tout le problème réside dans le faible contraste du flux de l’exoplanète par rapport à son étoile : elle en est tellement rapprochée, vue du système solaire, que son flux se perd dans celui de sa puissante voisine. Observée d’une distance de 10 pc, le flux en lumière visible de la Terre (située à 0,1 seconde d’arc du Soleil) n’est que de quelques 10-9 (c’est-à-dire quelques parties par milliard) de celui du Soleil. Cependant, la situation est moins défavorable dans l’infrarouge thermique, car l’exoplanète émet alors son flux propre qui dépend de sa température. Dans le cas de la Terre, le contraste est de 10-6 environ à 10 um. Transposons le calcul aux exoplanètes : une Pégaside, par rapport à son étoile (à 5 millièmes de seconde d’arc de celle-ci), présente un contraste d’environ 10 5 dans le visible, tandis qu’une exoplanète géante à 5 U.A. (soit à une demi-seconde d’arc de celle-ci) a un contraste de 10-7 (donc comparable à celui d’une exoTerre à 1 U.A.).
En d’autres termes, si l’exoplanète est proche de son étoile, le contraste de son flux par rapport à celui de son étoile est élevé, ce qui est favorable à l’observation; mais ce flux se trouve alors noyé dans celui de l’étoile, ce qui constitue un handicap. Tout le problème de l’observateur consiste donc à trouver le bon compromis entre ces deux paramètres. Observer à faible contraste nécessite une grande dynamique de mesure; observer une planète proche de l’étoile demande une très haute résolution angulaire.
Les projets d’étude actuels se divisent en deux grandes classes, selon la longueur d’onde à laquelle ils travaillent. Dans le domaine visible et proche infrarouge (jusqu’a 2 um environ), un télescope de la classe de 5 m (ce que devrait être le futur télescope spatial JWST) permettra en théorie d’observer, à la limite de diffraction, une exoplanète située à 0,1 U.A. de son étoile si celle-ci est située à 10 pc. Pour atteindre un contraste de quelques 10-9 il faudra avoir recours à des techniques sophistiquées de coronographie, dont le développement fait actuellement l’objet d’actives recherches. Depuis le sol, ces techniques se limiteront vraisemblablement à la détection des exoplanètes géantes : c’est en particulier l’objectif du projet VLT-PF (Planet Finder) de l’ESO. En ce qui concerne l’espace, le projet américain TPF (Terrestrial Planet Finder) étudie lui aussi cette option.
Dans le domaine de l’infrarouge dit thermique (5-30 um), il n’est pas possible, avec un seul télescope, d’atteindre la limite de diffraction requise (0,1 arcsec) pour séparer une exoTerre de son étoile située à 10 pc, car il faudrait, à 10 um, une pupille de 25 m. En attendant l’avènement de la génération des ELTs (Extremely Large Telescopes), les astronomes se tournent aujourd’hui vers l’interférométrie.
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