Nouveaux horizons en astrophysique

L’astrophysique a connu récem­ment d’énormes avan­cées, essen­tiel­le­ment dues aux pro­grès tech­niques ins­tru­men­taux ou infor­ma­tiques, téles­copes spa­tiaux, mais aus­si les grands téles­copes au sol. Le pre­mier pro­blème est celui de de la struc­tu­ra­tion de l’U­ni­vers, fluide gru­me­leux en évo­lu­tion dyna­mique. Ensuite on recherche le scé­na­rio des ori­gines. Par ailleurs la recherche des exo­pla­nètes se pour­suit, on en est aujourd’­hui à plus de 3 500 détections.

Les avan­cées de l’astrophysique couvrent des domaines allant de l’Univers loin­tain, aux galaxies, aux étoiles, aux pla­nètes du sys­tème solaire ou aux pla­nètes extra­so­laires, aux petits corps du sys­tème solaire et au milieu interstellaire. 

L’APPORT ESSENTIEL DES TÉLESCOPES SPATIAUX

Les téles­copes spa­tiaux, comme Hubble (NASA/ESA), XMM-New­ton (ESA), Planck (ESA), Her­schel (ESA), Spit­zer (NASA) ont per­mis des obser­va­tions dans des domaines de lon­gueurs d’onde inac­ces­sibles depuis le sol : X, UV, infrarouge. 

Ces ins­tru­ments sondent entre autres l’Univers très loin­tain, l’Univers froid (milieu inter­stel­laire), les étoiles très froides, etc. D’autres téles­copes spa­tiaux effec­tuent des mesures bien plus pré­cises que l’atmosphère ne le per­met depuis le sol : GAIA (ESA) mesure en ce moment la posi­tion de mil­liards d’étoiles avec une pré­ci­sion de quelques micro­se­condes d’angle ; grâce à la pré­ci­sion pho­to­mé­trique des satel­lites Corot (Cnes) et Kepler (NASA), on a pu détec­ter des cen­taines de pla­nètes extra­so­laires, dont cer­taines très peu massives. 

Les mis­sions vers les pla­nètes et comètes du sys­tème solaire ont per­mis de son­der in situ le sol de Titan (Cas­si­ni-Huy­gens), de Mars (Mars Express, Exo­Mars), de la comète 67P/ Chu­ryu­mov-Gera­si­men­ko (Roset­ta, ESA).

LES GRANDS TÉLESCOPES AU SOL NE SONT PAS EN RESTE

Les très grands téles­copes optiques au sol (10 m de dia­mètre) se sont équi­pés d’instruments aux per­for­mances qui dépassent de plu­sieurs ordres de gran­deur celles des géné­ra­tions précédentes. 

L’utilisation de l’optique adap­ta­tive extrême com­bi­née à des coro­no­graphes (voir plus loin) de nou­velle géné­ra­tion per­met désor­mais de faire l’image de pla­nètes extra­so­laires. Des spec­tro­graphes 3D de nou­velle géné­ra­tion com­bi­nant ima­ge­rie grand champ et spec­tro­sco­pie sondent l’espace en trois dimen­sions (image dans le plan du ciel et dis­tance) simultanément. 

La com­bi­nai­son cohé­rente de la lumière de plu­sieurs téles­copes optiques (inter­fé­ro­mé­trie optique, ESO) nous donne des images de la sur­face de cer­taines étoiles. L’interféromètre radio (sub)millimétrique ALMA (ESO, NSF, Japon, Cana­da) com­po­sé de 66 antennes répar­ties sur 16 km dans le désert d’Atacama nous per­met d’observer le ciel « froid » (nuages inter­stel­laires, disques pro­to­pla­né­taires, galaxies loin­taines, uni­vers jeunes) avec une réso­lu­tion angu­laire inéga­lée à ces lon­gueurs d’onde.

COSMOLOGIE ET GRANDES STRUCTURES DE L’UNIVERS

La ques­tion de la struc­tu­ra­tion de l’Univers com­mence quand, dans les années 1920, les astro­nomes iden­ti­fient les « nébu­leuses » comme autant d’îlots d’étoiles exté­rieurs à notre Voie lac­tée. Très vite, ces astro­nomes et, pour nom­mer le plus fameux d’entre eux, Edwin Hubble, mesurent les spectres de ces « galaxies » et se rendent compte qu’elles ont ten­dance à s’éloigner de nous. 

C’est une révo­lu­tion dans notre concep­tion de l’Univers : il n’est plus un champ d’étoiles immuable et sta­tique, mais un fluide gru­me­leux en évo­lu­tion dynamique. 

C’est à Georges Lemaître qu’on doit la mise en équa­tion de cette expan­sion de l’Univers et d’avoir posé les pre­miers jalons d’un domaine de recherche qui nous occupe encore aujourd’hui : com­ment pas­ser d’un Uni­vers qua­si homo­gène à un Uni­vers pré­sen­tant de grands contrastes de den­si­té, ceux que l’on ren­contre dans les amas de galaxies, les galaxies, les étoiles, etc. 

Il s’agit en somme de récon­ci­lier deux visions du monde ; d’inscrire dans un même for­ma­lisme l’espace-temps homo­gène et iso­trope des géo­mètres et celui des den­si­tés et des éner­gies extrêmes des astro­phy­si­ciens. La clé, le méca­nisme d’instabilité gra­vi­ta­tion­nelle, s’appuie sur le jeu croi­sé de la gra­vi­té et des inter­ac­tions matière-rayonnement. 

Beau­coup d’éléments du scé­na­rio nous échappent encore, qu’ils concernent la phy­sique fon­da­men­tale, la dyna­mique non-linéaire ou encore l’astrophysique des objets formés. 

À LA RECHERCHE DU SCÉNARIO DES ORIGINES

Les inves­ti­ga­tions visant à explo­rer les pro­prié­tés des grandes struc­tures de l’Univers s’inscrivent donc dans un vaste pro­jet scien­ti­fique qui vise à éta­blir le scé­na­rio de for­ma­tion et d’évolution de ces struc­tures, la manière dont la matière se répar­tit aux plus grandes échelles de l’Univers en galaxies, amas de galaxies, fila­ments, grands murs, etc. 

Exemple de réa­li­sa­tion de simu­la­tion N‑corps décri­vant les struc­tures de matière noire de l’U­ni­vers. © PROJET HORIZON

Les élé­ments du modèle actuel se sont mis en place à par­tir des années 1980, avec l’identification du méca­nisme d’instabilité gra­vi­ta­tion­nelle comme moteur de la for­ma­tion des grandes struc­tures et la construc­tion théo­rique des modèles dits d’inflation. Cette pre­mière idée a été vali­dée à la fois par le déve­lop­pe­ment des grands rele­vés cos­mo­lo­giques (on pour­ra men­tion­ner SDSS, BOSS) et le déve­lop­pe­ment des simu­la­tions numériques. 

Une belle illus­tra­tion en est l’observation de signa­tures du cou­plage gra­vi­ta­tion­nel dans un fluide de pous­sière auto­gra­vi­tant ou encore l’observation des oscil­la­tions dites acous­tiques dans les fluc­tua­tions de den­si­té dans les grands rele­vés cosmologiques. 

De plus, les résul­tats récents obte­nus avec le satel­lite Planck démontrent main­te­nant que les fluc­tua­tions de métrique vues sur la sur­face de der­nière dif­fu­sion (c’est-à-dire la région où a été émis le rayon­ne­ment le plus ancien de l’Univers qui nous par­vient aujourd’hui), à un moment où l’Univers était très jeune, sont bien les pré­cur­seurs des grandes struc­tures de l’Univers local. 

Ces mesures offrent un autre résul­tat fas­ci­nant : ces fluc­tua­tions de métrique n’ont pas pu être obte­nues par un méca­nisme cau­sal. La seule expli­ca­tion aujourd’hui pos­sible invoque un méca­nisme dit d’inflation. Cela reste cepen­dant plus un simple para­digme qu’une théo­rie et notre connais­sance de cette époque pri­mor­diale est encore très parcellaire. 

DE LA MATIÈRE NOIRE ET DE L’ÉNERGIE NOIRE

Le pro­gramme scien­ti­fique entre­pris à la fin des années 1960 n’est donc pas ache­vé. Outre l’identification du méca­nisme à l’origine de la phase infla­tion­naire, deux ingré­dients indis­pen­sables au modèle, la « matière noire » et l’« éner­gie noire » – res­pon­sable de l’accélération tar­dive de l’expansion de l’Univers – n’ont pas été iden­ti­fiés dans le modèle stan­dard de phy­sique des hautes énergies. 

Le pro­blème posé par l’existence d’une éner­gie noire est plus cri­tique et sug­gère des modi­fi­ca­tions plus radi­cales du modèle : une nou­velle forme de la matière ? Une modi­fi­ca­tion de la gra­vi­té ? Essayer d’en savoir davan­tage est l’enjeu de nom­breux déve­lop­pe­ments visant à uti­li­ser les grandes struc­tures de l’Univers comme laboratoire. 

C’est le volet le plus impor­tant du pro­gramme scien­ti­fique du satel­lite Euclid dont le lan­ce­ment est pré­vu en 2020. Nous pour­rons alors peut-être com­prendre la phase d’inflation pri­mor­diale pen­dant laquelle sont nées les fluc­tua­tions de métrique. Le méca­nisme pro­po­sé, et le seul aujourd’hui cor­ro­bo­ré par les obser­va­tions, met en œuvre la théo­rie quan­tique des champs et la rela­ti­vi­té géné­rale dans un régime inédit : l’ensemble des grandes struc­tures de l’Univers serait né des fluc­tua­tions quan­tiques d’un champ sca­laire primordial. 

La por­tée de cette idée est véri­ta­ble­ment révo­lu­tion­naire et, si elle devait être confir­mée par les obser­va­tions futures, bou­le­ver­se­rait notre concep­tion du monde physique. 

Image de gauche : image à 1,3 mm obtenue avec l’interféromètre ALMA du disque autour de l’étoile HL Tauri située à environ 450 années-lumière dans la constellation du Taureau. La résolution de cette image est de 5 fois la distance Terre-Soleil (= 5 unités astronomiques ou ua). La taille du disque de HL Tau est de 3 fois la distance Neptune-Soleil.

Image de droite : image obtenue avec SPHERE/VLT dans l’infrarouge proche du disque autour de l’étoile HD 135344B. La lumière de l’étoile centrale a été supprimée. Deux bras spiraux sont clairement détectés. L’extension radiale du disque est environ de 100 ua soit 3 fois la distance Neptune-Soleil.
© ALMA (ESO / NAOJ / NRAO) / ESO, T. STOLKER ET AL.

DISQUES ET FORMATION DES PLANÈTES

Com­prendre le pro­ces­sus de for­ma­tion des étoiles et de leur cor­tège pla­né­taire consti­tue l’un des grands enjeux de l’astrophysique. Une étoile telle que notre Soleil se forme par contrac­tion gra­vi­ta­tion­nelle d’un nuage de gaz inter­stel­laire froid et dense. Lors de cet effon­dre­ment, par conser­va­tion du moment angu­laire ini­tial, une par­tie de la matière forme un disque en rota­tion képlé­rienne autour d’une conden­sa­tion cen­trale, la pro­toé­toile en formation. 

Dans ce disque, dit pro­to­pla­né­taire, des grains de pous­sières micro­sco­piques vont pro­gres­si­ve­ment se coa­gu­ler pour for­mer des pla­né­té­si­maux (corps solides de taille kilo­mé­trique, consti­tuant les briques de base de la for­ma­tion des pla­nètes tel­lu­riques et des noyaux solides des pla­nètes géantes) et éven­tuel­le­ment des cœurs planétaires. 

Ces cœurs pla­né­taires, lorsqu’ils sont assez mas­sifs, peuvent atti­rer suf­fi­sam­ment de gaz pour for­mer une pla­nète géante. Bien que ce scé­na­rio ait été pro­po­sé dès la fin du XVIII^e siècle, entre autres par Pierre-Simon de Laplace, pour la for­ma­tion de notre propre sys­tème solaire, les dif­fé­rentes étapes de ce pro­ces­sus sont encore lar­ge­ment incomprises. 

L’observation directe des disques pro­to­pla­né­taires est cru­ciale pour pro­gres­ser sur ces ques­tions. Tou­te­fois, ce n’est pas chose aisée. La rai­son en est leur très petite taille angu­laire sur le ciel : typi­que­ment moins d’une seconde d’arc (= ¹⁄₃ 600 deg.) à la dis­tance des régions les plus proches de for­ma­tion d’étoiles.

À LA CHASSE AUX PROTOPLANÈTES

Même avec le téles­cope spa­tial, les images obte­nues res­taient floues et ne four­nis­saient pas beau­coup de détails. Il a fal­lu attendre encore près de deux décen­nies pour lever enfin le voile sur les détails de la for­ma­tion pla­né­taire dans ces disques. 

Deux ins­tru­ments sont en train de révo­lu­tion­ner ce domaine de recherche : le grand inter­fé­ro­mètre mil­li­mé­trique inter­na­tio­nal ALMA et dans le domaine optique/ infa­rouge proche la camé­ra chas­seuse de pla­nètes SPHERE du Very Large Teles­cope (VLT), tous deux situés au nord du Chi­li dans le désert d’Atacama à l’observatoire de l’European Sou­thern Obser­va­to­ry (ESO).

UNE IMAGE DE LA FORMATION DE NOTRE SYSTÈME SOLAIRE ?

L’image spec­ta­cu­laire du disque autour de l’étoile jeune HL Tau­ri obte­nue avec l’interféromètre ALMA en 2014 a dévoi­lé pour la pre­mière fois à quoi pou­vait res­sem­bler notre propre sys­tème solaire il y a plus de 4 mil­liards d’années, lors de sa formation. 

Image d’une pla­nète extra­so­laire, HD 95098 b, obte­nue dans le proche infra­rouge, avec l’instrument NAOS sur le Very Large Teles­cope de l’ESO. La pla­nète indi­quée par une flèche fait envi­ron 5 fois la masse de Jupi­ter et orbite à 60 uni­tés astro­no­miques de son étoile. L’étoile située au centre de l’image (mar­qué d’une croix) est cachée. © RAMEAU / ESO

Cette image trace l’émission ther­mique des grains de pous­sière de taille mil­li­mé­trique et révèle une série d’anneaux concen­triques brillants sépa­rés par des sillons sombres. Les cal­culs hydro­dy­na­miques pré­di­saient l’existence de tels sillons creu­sés dans le disque de gaz par une pla­nète rela­ti­ve­ment mas­sive lors de sa révo­lu­tion autour de l’étoile centrale. 

L’image ALMA de HL Tau­ri a four­ni une confir­ma­tion écla­tante que de telles struc­tures existent bien. Elle a aus­si révé­lé que la for­ma­tion de pla­nètes démarre sans doute bien plus tôt qu’il n’avait été envi­sa­gé précédemment. 

L’étoile HL Tau­ri est en effet âgée d’à peine un mil­lion d’années, une échelle de temps très courte, selon les modèles actuels, pour for­mer des pla­nètes mas­sives. Des sys­tèmes d’anneaux et de sillons simi­laires ont main­te­nant été détec­tés dans une demi-dou­zaine de disques. 

Les images SPHERE et ALMA ont éga­le­ment révé­lé une varié­té inat­ten­due de struc­tures, par­mi les­quelles des bras spi­raux et asy­mé­tries, qui sont aus­si très pro­ba­ble­ment le résul­tat de la for­ma­tion de corps planétaires. 

L’image obte­nue par l’instrument SPHERE du disque autour de l’étoile HD 135344B dévoile la struc­ture de ce disque avec une finesse de détails jamais atteinte jusque-là. Le disque de cette étoile montre une cavi­té cen­trale et deux bras spi­raux qui peuvent s’expliquer par la pré­sence d’une ou plu­sieurs pro­to­pla­nètes mas­sives, futures pla­nètes géantes sem­blables à Jupiter. 

Les obser­va­tions spec­ta­cu­laires issues des ins­tru­ments SPHERE et ALMA com­mencent à nous révé­ler la manière dont les pla­nètes sculptent les disques dans les­quels elles se forment. La détec­tion directe de ces pla­nètes en for­ma­tion va consti­tuer un enjeu impor­tant pour les années à venir. 

LES PLANÈTES EXTRASOLAIRES : AUTRES MONDES ?

La décou­verte dans les années 1990 des pre­mières pla­nètes en orbite autour d’étoiles autres que le Soleil, les pla­nètes extra­so­laires, a sus­ci­té un pro­fond inté­rêt dans la com­mu­nau­té scien­ti­fique et bien au-delà. L’existence d’autres « Mondes » avait été certes envi­sa­gée, ima­gi­née depuis plu­sieurs siècles, mais ces pla­nètes extra­so­laires, ou exo­pla­nètes, res­taient hors de por­tée de nos moyens de détection. 

Une fois prou­vée l’existence de ces exo­pla­nètes, on pou­vait désor­mais les étu­dier afin d’explorer leur diver­si­té éven­tuelle, de com­prendre leurs méca­nismes de for­ma­tion et d’évolution, et l’on pou­vait espé­rer cher­cher un jour des signes de vie sur cer­taines d’entre elles. 

LES PLANÈTES DE PETITE TAILLE SERAIENT LES PLUS NOMBREUSES

Les pre­mières pla­nètes extra­so­laires détec­tées étaient des pla­nètes géantes gazeuses. Ces pla­nètes mas­sives et volu­mi­neuses sont en effet plus faciles à détec­ter que les pla­nètes tel­lu­riques (rocheuses), bien moins mas­sives et plus petites. Depuis, la sen­si­bi­li­té amé­lio­rée des ins­tru­ments au sol et la mise en ser­vice de téles­copes spa­tiaux comme Corot et Kepler ont per­mis de décou­vrir des pla­nètes de masses de plus en plus faibles, et fina­le­ment, des pla­nètes telluriques. 

Ces pla­nètes de petite masse se révèlent bien plus fré­quentes que les géantes. On estime aujourd’hui qu’environ 10 % des étoiles de type solaire abri­te­raient une pla­nète géante, alors que 100 % pour­raient abri­ter au moins une pla­nète de type tellurique. 

Les pre­mières pla­nètes détec­tées se trou­vaient sur des orbites très proches de leur Soleil. 51 Pegase b, décou­verte en 1995, se situe à seule­ment 0,05 ua de son étoile, c’est-à-dire à un ving­tième de la dis­tance sépa­rant la Terre du Soleil. Elle tourne donc en 4 jours seule­ment autour de son étoile, à com­pa­rer aux 365 jours pour la Terre et 12 ans pour Jupi­ter autour du Soleil. 51 Pegase b est deve­nue le pro­to­type d’une nou­velle classe d’exoplanètes, appe­lées les « Jupi­ters chauds » (la tem­pé­ra­ture de leur atmo­sphère excé­dant 1 000 degrés). 

Pour expli­quer l’existence de tels monstres, on a pro­po­sé que ces géantes s’étaient, comme les géantes du sys­tème solaire, for­mées loin de leur étoile (à quelques uni­tés astro­no­miques) et avaient migré vers l’étoile à la suite d’interactions avec le disque pro­to­pla­né­taire dans lequel elles se sont formées. 

D’autres obser­va­tions ont révé­lé des classes de pla­nètes sans équi­valent dans le sys­tème solaire : des « super-Terres », pla­nètes tel­lu­riques de masses plus grandes que la Terre, des « pla­nètes océans ». Aus­si, on a décou­vert des pla­nètes évo­luant sur des tra­jec­toires inat­ten­dues : orbites incli­nées par rap­port à l’écliptique, orbites rétrogrades. 

Cela indique que les pla­nètes, une fois for­mées, ont subi des inter­ac­tions avec leur envi­ron­ne­ment (disque pro­to­pla­né­taire, autres pla­nètes) sus­cep­tibles de modi­fier gran­de­ment leur orbite. 

Les tech­niques de détec­tion indi­rectes souffrent tou­te­fois d’une limi­ta­tion impor­tante : elles ne peuvent détec­ter que des pla­nètes rela­ti­ve­ment proches de leur étoile, car les varia­tions – pério­diques – étu­diées ont des périodes égales à la période de rota­tion de la pla­nète. La période aug­men­tant for­te­ment avec la dis­tance de la pla­nète (loi de Kepler), il fau­drait une ou plu­sieurs décen­nies pour détec­ter des pla­nètes sem­blables à Jupi­ter, Saturne, Ura­nus, Neptune. 

L’imagerie des pla­nètes per­met, en théo­rie, d’observer des pla­nètes éloi­gnées de leur étoile. Mais voir une pla­nète juste à côté de son étoile, qui est des mil­lions ou des mil­liards de fois plus brillante, est par­ti­cu­liè­re­ment difficile. 

Ce n’est que depuis 2004 que des exo­pla­nètes ont été ima­gées, grâce à des tech­niques com­plexes uti­li­sant d’une part la cor­rec­tion en temps réel des défor­ma­tions des tra­jec­toires des rayons lumi­neux se pro­dui­sant lors de tra­ver­sée de l’atmosphère, et d’autre part des coro­no­graphes, dis­po­si­tifs optiques occul­tant la lumière pro­ve­nant d’un objet situé sur l’axe optique du sys­tème, de manière à voir l’environnement de cet objet. 

Les pla­nètes ima­gées direc­te­ment ont, elles aus­si, révé­lé des pro­prié­tés inat­ten­dues : elles peuvent être très mas­sives, jusqu’à plus de dix fois la masse de Jupi­ter ; elles peuvent tour­ner très loin de leur étoile, à plu­sieurs cen­taines ou même mil­liers d’unités astronomiques. 

Cela a conduit à envi­sa­ger l’existence de méca­nismes phy­siques de for­ma­tion des sys­tèmes pla­né­taires alter­na­tifs au méca­nisme qui a don­né lieu, pense-t-on, au sys­tème solaire et sans doute à la plu­part des sys­tèmes détec­tés par les méthodes indirectes. 

Ain­si, les obser­va­tions au cours de ces der­nières années de recherche ont révé­lé une diver­si­té que nul astro­nome n’aurait soup­çon­née. Diver­si­té dans les archi­tec­tures des sys­tèmes pla­né­taires extra­so­laires, dans les pro­prié­tés des exo­pla­nètes (pro­prié­tés orbi­tales, atmo­sphé­riques), et dans leurs méca­nismes de for­ma­tion et d’évolution.

Nous sommes cepen­dant encore loin sans doute d’en avoir explo­ré les limites, et les décen­nies à venir seront cer­tai­ne­ment aus­si pas­sion­nantes et riches en sur­prises que les pré­cé­dentes. À la clé, cer­tai­ne­ment une meilleure com­pré­hen­sion des ori­gines des sys­tèmes pla­né­taires, et peut-être des indi­ca­tions sur l’existence de la vie sur une ou quelques très loin­taines jumelles de la Terre. 

Illus­tra­tion de la diver­si­té des sys­tèmes pla­né­taires extra­so­laires détec­tés par le satel­lite Kepler. Le satel­lite mesure la lumière en pro­ve­nance de mil­liers d’étoiles et détecte des baisses de lumières stel­laires dues à des occul­ta­tions par­tielles par d’éventuelles pla­nètes pas­sant entre les étoiles et l’observateur. © NASA

Vue d’artiste des pla­nètes du sys­tème solaire, avec près du Soleil, Mer­cure, Venus, la Terre, Mars, puis au-delà de la cein­ture d’astéroides, Jupi­ter, Saturne, Ura­nus, Neptune.

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