Synthèse Panoramique – 15.11.2000

Suisse

Michel Mayor

Prix Balzan 2000 pour l'instrumentation et les techniques en astronomie et en astrophysique

Pour l'importance de ses recherches qui ont permis de découvrir la première planète en orbite autour d'une étoile autre que le soleil.

Introduction
Après des études de physique à l’Université de Lausanne j’ai effectué une thèse de doctorat à l’Université de Genève. Dans les années 60, C.C. Lin et F. Shu avaient élaboré la théorie des ondes de densité pour expliquer la structure spirale des galaxies. Mes premières recherches furent consacrées à l’étude des conséquences des ondes de densité sur la cinématique stellaire du voisinage solaire. Il s’agissait de trouver la signature des ondes spirales galactiques dans les distributions des vitesses des étoiles qui nous entourent. A cette époque les données cinématiques relatives aux étoiles étaient pauvres et les tests de la dynamique galactique butaient fréquemment sur la limitation des données disponibles. Une rencontre fortuite avec Roger Griffin à l’Observatoire de Cambridge attira mon attention sur une toute nouvelle technique pour mesurer les vitesses radiales stellaires. Cette technique dite de spectroscopie à corrélation utilise une approche statistique pour mesurer la vitesse de l’étoile en utilisant simultanément des milliers de raies stellaires. De dynamicien galactique je me tournais vers l’instrumentation astronomique. Avec André Baranne et Jean-Luc Poncet, ce fut l’occasion de développer notre premier instrument, le spectrographe CORAVEL(1) au début des années 70. L’efficacité incroyable (pour l’époque) de ce spectrographe nous ouvrait de larges possibilités pour explorer des domaines très divers de la cinématique stellaire. Très vite ces études nous mirent face à l’omniprésente réalité de la multiplicité stellaire. Nos mesures révélaient de très nombreuses étoiles doubles ou multiples. Avec Antoine Duquennoy(2) nous avons cherché à établir les distributions des propriétés orbitales des étoiles multiples du voisinage solaire. Ces distributions gardent les traces fossiles des mécanismes de la formation stellaire et de l’évolution dynamique des étoiles doubles. Nous nous sommes intéressés en particulier à la distribution des masses des compagnons des étoiles analogues du Soleil. A ce jeu on a cherché à détecter les compagnons les moins massifs, les naines brunes trop peu massives pour amorcer des réactions nucléaires dans leur centre. La précision de ce premier spectrographe à corrélation ne nous permettait pas de déceler d’éventuelles planètes mais nous permit d’identifier les premiers candidats naines brunes(3).
Le développement des grands détecteurs CCD adaptés à l’astronomie a permis d’imaginer une nouvelle génération de spectrographes à corrélation, prometteurs d’une plus grande précision. Avec André Baranne, Didier Queloz et nos collègues ingénieurs et techniciens les Observatoires de Haute-Provence et de Genève, ce fut l’occasion de construire le spectrographe ELODIE(4). Un gain d’un facteur trente sur la précision comparée à l’instrument précédent, une sensibilité de 10 m/s, nous avions entre les mains un outil adapté à la chasse aux exoplanètes et ce fut la découverte de la première exoplanète avec Didier Queloz en 1995(5). Une version encore un brin plus performante, le spectrographe CORALIE nous permet d’explorer depuis deux ans le ciel austral depuis l’Observatoire de La Silla au Chili. De nombreux collègues se sont joints à notre groupe et ont amené leur force, leur enthousiasme et leurs compétences. La chasse aux planètes en leur compagnie est fructueuse, merci à Didier Queloz, Stéphane Udry, Francesco Pepe, Nuno Santos, Dominique Naef, Christian Perrier, Jean-Pierre Sivan, Jean-Luc Beuzit.

Des planètes innombrables dans l’Univers

Nous savons depuis Galilée que la Voie Lactée trouve son aspect laiteux dans la superposition d’innombrables étoiles de faible éclat. L’astronomie du vingtième siècle a permis de comprendre la structure et l’évolution de la Galaxie, ce grand système cosmique de quelque deux cents milliards d’étoiles analogues à notre Soleil. La Voie Lactée n’est qu’une poussière à l’échelle de l’Univers. L’observation a révélé sa richesse et sa complexité. Des milliards de galaxies le peuplent jusqu’aux limites accessibles à nos instruments.
Neuf planètes, dont la Terre, sont liées à notre Soleil, simple étoile dans la périphérie de la Voie Lactée. Parmi les innombrables étoiles que compte l’Univers, le Soleil est-il la seule étoile à posséder un cortège planétaire? L’astrophysique, sans ambiguité, nous montre que les planètes sont des sous-produits de la formation des étoiles elles-mêmes. L’effondrement gravitationnel de grandes masses de gaz interstellaire, animées de turbulence et de rotation, va donner naissance à de nouvelles générations d’étoiles. La formidable contraction requise pour former une étoile à partir de la très diffuse matière interstellaire, amplifie tous les tourbillons. L’excès de moment angulaire oblige la création d’un disque de gaz et de poussières autour de toute étoile nouvellement formée. Le télescope Hubble a permis d’observer ces disques associés aux jeunes étoiles de la nébuleuse d’Orion, site superbe de formation stellaire. Dans ces disques une cascade de mécanismes physiques va permettre la formation de grains de poussière de planétésimals de plus en plus massifs et finalement de planètes. Pour élaborer la théorie de la formation des systèmes planétaires, nous disposions d’un exemple unique: le système solaire.
Ces disques de gaz et poussières ne vivront que quelques millions d’années avant d’être accrétés par l’étoile, quelques millions d’années critiques pour la formation planétaire. On a compris que les régions centrales des disques d’accrétion chauffés par la lumière intense de l’étoile se vidaient des éléments volatils. Les grains de silicates et métaux pouvaient alors former ces petites planètes telluriques, ces planètes rocheuses analogues à la Terre. Les éléments volatils repoussés dans les régions extérieures et froides du disque d’accrétion pouvaient alors former des grains de glace. L’agglomération de ces grains, en grand nombre, permettait d’engendrer un noyau planétaire, grande boule de glace sale, de quelque 10 à 15 fois la masse de la Terre, masse suffisante pour déclencher l’effondrement gravitationnel du gaz de la nébuleuse et créer ces grandes planètes gazeuses telles Jupiter et Saturne. La cosmogonie donnait ainsi la clé pour comprendre les principales caractéristiques du système solaire:
– des planètes avec des orbites coplanaires et de même sens de rotation;
– des planètes telluriques (silicates, métaux) de petites masses dans les régions intérieures du système;
– des planètes gazeuses géantes dans les régions périphériques du système sur des orbites quasi-circulaires (la limite de congélation des glaces imposait pour les planètes géantes des périodes orbitales supérieures à 10 ans).
Si les étoiles sont innombrables dans l’Univers, la physique nous dit qu’il doit en être de même des planètes.

La découverte des planètes extrasolaires

Comment les détecter? La luminosité des étoiles résulte des réactions de fusion nucléaire dans leur noyau. Les planètes ont une masse insuffisante pour porter leur centre à une température permettant l’amorce des réactions de fusion: elles ne brillent dans le ciel qu’en réfléchissant l’énergie reçue du Soleil. La luminosité de Jupiter, par exemple, n’est que le milliardième de celle du Soleil. Ainsi, voir des exoplanètes n’est pas encore possible, même avec les meilleurs télescopes de notre époque. Eblouis par la lumière de l’étoile il n’est pas possible d’observer le faible éclat de la planète si proche d’elle. L’observation directe des exoplanètes sera possible dans quelques années.
Si l’observation directe n’est pas possible, on peut chercher à les détecter par leur influence gravitationnelle sur la trajectoire des étoiles. L’influence de la planète se traduit par une petite oscillation de l’étoile sur le plan du ciel et par une petite variation de la vitesse de l’étoile en raison de son mouvement autour du centre de gravité du système. Les planètes étant très peu massives en comparaison des étoiles, leur influence sur le mouvement des étoiles est très modeste. Par exemple, Jupiter la grosse planète du système solaire (d’une masse égale à 0.001 fois celle du Soleil) n’induit qu’une variation de 13 m/s de la vitesse du Soleil au cours de sa révolution de 11 ans.
Chercher les oscillations des positions d’étoiles est la démarche de l’astrométrie. Ce fut la première méthode utilisée pour chercher des exoplanètes pendant un demi-siècle, malheureusement sans succès. D’ici peu l’astrométrie spatiale redonnera vie à cette méthode et, à n’en pas douter, des milliers d’exoplanètes seront découvertes par des satellites.
A la chasse aux exoplanètes nous avons préféré les chercher en essayant de détecter les très faibles variations des vitesses stellaires dans notre direction. Pour cela il a fallu concevoir un spectrographe ayant la sensibilité et la stabilité pour la mesure des infimes changements de longueurs d’onde induites par le mouvement de l’étoile. Si une planète géante gazeuse telle Jupiter est capable d’induire une perturbation de la vitesse du Soleil de 13 m/s, la Terre n’induit que des variations de 8 cm/sec, complètement hors de portée de la spectroscopie Doppler. Ainsi notre recherche visa-t-elle à détecter des compagnons substellaires, naines brunes ou planètes géantes gazeuses. En 1994, à l’heure de débuter notre recherche nous savions déjà que les programmes analogues effectués avec des spectrographes à haute précision n’avaient détecté aucun compagnon substellaire de petite masse. (Un compagnon substellaire est un objet en orbite autour d’une étoile et dont la masse est inférieure à la masse requise pour amorcer la fusion de l’hydrogène, soit 0.075 masse solaire.) Seul le suivi d’un échantillon stellaire de grande taille avait une chance de succès. Nous avons mesuré, nuit après nuit, avec Didier Queloz les vitesses de quelque 142 étoiles très similaires à notre Soleil. A l’automne 1994 la faible variation de l’étoile 51 Pégase était détectée et en juillet 1995 elle était confirmée(5).
Cette étoile était animée d’un mouvement périodique, de période 4.23 jours, dont l’amplitude pouvait s’interpréter par l’influence d’un compagnon de masse minimum de l’ordre de la moitié de celle de la planète Jupiter. Pouvait-on interpréter différemment ces variations de la vitesse? Certes, la rotation d’une étoile dont la surface est inhomogène ou la pulsation stellaire peuvent induire des variations de la vitesse mesurée. Quelques mesures complémentaires ont permis de rejeter ces interprétations. Il semblait bel et bien qu’une planète géante de masse jovienne était en orbite autour de l’étoile 51 Pégase, mais avec une période orbitale incroyablement courte de 4.23 jours. Une telle période correspond à une séparation planète-étoile de seulement (0.05 UA) un vingtième de la distance Terre-Soleil. Si proche de l’étoile, l’atmosphère de la planète est à environ 1500° K. Inattendue, cette séparation fort différente de la limite de formation des grains de glace (> 5 UA) semblait être en désaccord avec le scénario de formation des planètes géantes.
Peu après l’annonce de la découverte de ce «Jupiter chaud» l’origine possible de cette planète était proposée par D. Lin et ses collaborateurs. Née au delà de la ligne de congélation des glaces, le compagnon de 51 Pégase avait migré en direction de l’étoile. Une telle migration résultait de l’interaction entre la planète et le disque d’accrétion, avant sa disparition. Des mécanismes étaient aussi proposés pour rendre compte de la stabilisation de la planète sur son orbite serrée.
En 1996, G. Marcy et P. Butler annoncent aussi la découverte de planètes extrasolaires dont, par exemple,  Bootis b avec une période de 3.3 jours ou  Andromadae b de période 4.6 jours. L’étrange planète jovienne en orbite autour de l’étoile 51 Pégase devient le prototype de la riche famille des « Jupiter chauds », comptant à ce jour une douzaine de membres.
La voie est ouverte, les programmes de recherche de planètes extrasolaires deviennent plus ambitieux, des moyens d’observations nouveaux sont mis en œuvre et, à ce jour, une cinquantaine de planètes extrasolaires ont été détectées. Les périodes orbitales mesurées vont de moins de 3 jours (2.985 jours) à quelques années. Des planètes sont découvertes autour d’étoiles de masses très variées, de 0.4 à 1.4 fois la masse du Soleil(6). Par analogie avec le système solaire on pensait trouver les planètes sur des orbites quasi-circulaires: on les découvre sur des orbites parfois très allongées ! L’analyse des mécanismes détaillés lors de la formation des planètes dans un disque d’accrétion semblait indiquer une masse maximale possible pour des planètes géantes à environ 2 fois la masse de Jupiter: on en découvre aujourd’hui avec des masses de 5 voire 7 fois celle-ci. Le système solaire implicitement vu comme le prototype des systèmes planétaires devient, au contraire, exceptionnel par bien des aspects lorsqu’on le compare aux nouveaux systèmes planétaires.

La grande diversité des systèmes planétaires

La diversité des systèmes planétaires nous force à repenser les mécanismes de leur formation. On découvre l’importance majeure de l’évolution orbitale des planètes. (Elles ne sont pas nées avec des orbites telles qu’on les observe aujourd’hui.) On réalise aussi l’influence non négligeable des interactions gravitationnelles entre planètes géantes, ces interactions probablement à l’origine d’une part importante des orbites allongées que l’on observe.
On s’interroge aussi. Si les planètes géantes migrent si intensément, qu’advient-il des planètes telluriques? (Ces planètes susceptibles de porter la Vie !) Si les planètes géantes «jouent au billard cosmique», qu’arrive-t-il aux planètes telluriques? Pour une planète géante observée aujourd’hui, combien ont disparu, absorbées par les étoiles? Combien ont disparu ejectées par les phénomènes d’interaction dynamique? Peut-on former des planètes géantes à partir de noyaux de silicates à des faibles distances des étoiles? Est-on certain que toutes les planètes se forment par agglomérations de planétésimals dans un disque d’accrétion? Il se pourrait éventuellement que des instabilités gravitationnelles des disques d’accrétion (s’ils sont suffisamment froids) puissent créer des compagnons de petites masses, planètes ou naines brunes. On le voit, la découverte de la diversité des systèmes planétaires oblige peut-être à des révisions importantes des théories cosmogoniques.

Le doute n’est plus permis: il s’agit bien de planètes géantes gazeuses

Si la découverte des  «Jupiter chaud» pose bien des questions, ces planètes offrent aussi la possibilité de nombreuses mesures complémentaires. Ces systèmes ont une probabilité non négligeable de présenter une orientation du plan orbital qui permette d’observer un transit planétaire, à savoir le passage de la planète devant le disque stellaire. La variation observée de la vitesse permet de prédire l’instant exact d’un tel événement. Si la plan orbital est suffisamment proche de la ligne de vue on observera alors à l’instant prédit une baisse de la luminosité de l’étoile de l’ordre de 1%. En été 1999, en combinant nos mesures obtenues à l’Observatoire de Haute Provence avec celles faites avec le télescope Keck par D. Latham, nous avions des éphémérides précises pour l’étoile HD 209458, de période orbitale 3.5 jours. Cette éphéméride devait permettre la détection du premier transit exoplanétaire le 9 septembre 1999(7). Cette mesure est essentielle. Elle a permis de déterminer la masse précise de la planète, son rayon et sa densité moyenne. La densité mesurée est celle calculée pour une planète géante gazeuse en orbite serrée(8). Les «Jupiter chaud» sont des planètes géantes gazeuses de masses joviennes ou moindre.

Les systèmes avec plusieurs exoplanètes

Parfois la variation de la vitesse d’une étoile est complexe et résulte de plusieurs variations périodiques combinées. Une telle variation nous indique que l’étoile est animée de mouvements induits par plusieurs planètes. En avril 1999, Butler et al. annonçaient la découverte d’un système à trois planètes. Les planètes du système ( Andromedae ont des masses de 0.7 à 4 fois la masse de Jupiter et des périodes de 4.6, 240 et 1300 jours. En août 2000 nous annoncions à notre tour la découverte de deux systèmes multiples(9,10). En particulier le système HD 83443 avec ses deux planètes de masses comparables à celle de Saturne et des périodes d’environ 3 et 30 jours. A ce jour une des planètes de ce système est la planète détectée ayant la plus petite masse (la moitié de la masse de Saturne, mais encore 50 fois la masse de la Terre !).
On est encore loin des 9 planètes du système solaire, mais ces systèmes sont particulièrement intéressants par les contraintes sévères qu’ils imposent aux scénarios visant à expliquer la formation planétaire.

Epicure avait raison !

«Mais les mondes aussi sont en nombre infini, les uns semblables à celui-ci, les autres dissemblables. Car les atomes étant en nombre infini, comme cela vient d’être démontré, sont emportés même aux distances les plus grandes. Et d’autre part, de tels atomes, desquels pourrait naître un monde, ou dont il pourrait être construit, ne s’épuisent ni en un seul, ni en un nombre fini de mondes, ni dans tous ceux qui sont tels que celui-ci, ni dans tous ceux qui diffèrent de ces derniers. Ainsi il n’est rien qui fasse obstacle à l’infinité des mondes. »»
Ces quelques lignes sont extraites d’une lettre à Hérodote écrite voici plus de 2000 ans par Epicure. La réflexion sur la pluralité des mondes s’est poursuivie au cours des siècles. Après avoir placé le Soleil au centre du « monde », on a réalisé qu’il n’est qu’une étoile parmi d’autres. En fin du 16e siècle, un Giordano Bruno, avec une grande lucidité pouvait écrire:
«Les étoiles sont des soleils comme le nôtre et il y a une multitude de soleils librement suspendus dans un espace sans limite, entourés de planètes, comme la Terre, peuplées d’être vivants. Le soleil est seulement une étoile parmi d’autres, particulière parce que très proche de nous. Le Soleil n’a pas de position centrale dans l’infini sans frontière.»
Si nous avons eu un mérite, c’est d’être arrivés à une époque où le développement des techniques d’observations a permis de transformer le rêve de la pluralité des mondes en un objet de la Science.
Qui sait, peut-être le 21ème siècle sera celui qui apportera la preuve de la pluralité de la Vie. Déjà des scientifiques imaginent des expériences à même de faire des images de planètes extrasolaires, d’analyser la lumière qu’elles émettent et d’apporter quelques modestes éléments de preuve sur la pluralité de la Vie.

Bibliographie

(1) CORAVEL, a new tool for radial velocity measurements.
A. Baranne, M. Mayor, J.-L. Poncet (1979), Vistas in Astronomy 23, 279-316
(2) Multiplicity among solar type stars in the solar neighbourhood. II. Distributions of orbital elements.
A. Duquennoy, M. Mayor (1991), A&A 248, 485-524
(3) The unseen companion of HD 114762. A probable brown dwarf.
D.W. Latham, T. Mazeh, R.P. Stefanik, M. Mayor, G. Burki (1989), Nature 339, 38-40
(4) ELODIE: A spectrograph for accurate radial velocity measurements.
A. Baranne, D. Queloz, M. Mayor et al. (1996), A&AS 119, 373-390
(5) A Jupiter-mass companion to a solar-type star.
M. Mayor, D. Queloz (1995), Nature 378, 355-359
(6) Extrasolar planets around main-sequence stars.
G.W. Marcy, W.D. Cochran, M. Mayor (2000), in « Protostars and planets. IV. » Ed. V. Mannings, A. Boss, S.S. Russell, p. 1285-1312
(7) Detection of planetary transits across a sun-like star.
D. Charbonneau, T.M. Brown, D.W. Latham, M. Mayor (2000), ApJL 529, 45
(8) The spectroscopic orbit of the planetary companion transiting HD 209458.
T. Mazeh et al. (2000), ApJL 532, L55-58
(9) CORALIE-ELODIE new planets and planetary systems. Looking for fossil traces of formation and evolution.
S. Udry, M. Mayor, D. Queloz (2000), in « Planetary Systems in the Universe: Observation, Formation and Evolution », ASP Conf. Ser., in press
(10) HD 83443: a system with two Saturns.
M. Mayor et al., in « Planetary Systems in the Universe: Observation, Formation and Evolution », ASP Conf. Ser., in press