Introduction à la recherche

Comment observer une éclipse en toute sécurité Le phénomène de « clin d’œil cosmique » peut également être observé lors d’une éclipse. En effet, lorsque la lune passe devant le Soleil, sa luminosité change.
Surtout, si vous souhaitez en observer une, protégez-vous les yeux avec un équipement adapté.

D’après l’Institut Fénelon (Grasse)

Notre travail à propos des exoplanètes s’est construit sur la base d’une démarche en quatre parties :

  • réunir des connaissances approfondies sur le sujet,
  • émettre une hypothèse, la plus logique possible, en fonction de ce que nous savions,
  • tenter de vérifier notre hypothèse en laboratoire, à l’aide d’expériences simples,
  • puis confirmer les résultats obtenus en laboratoire à l’aide de mesures faites en grandeur réelle.

Pour commencer, nous avons donc réuni un maximum de connaissances, que nous avons mis en commun et dont nous avons tenté d’extraire le principal.

Bien entendu, les éléments en rapport avec le sujet sont très nombreux, et c’est pourquoi même après avoir effectué notre choix, il nous a fallu relire ce que nous avions écrit afin de réduire encore notre dossier des éléments ayant un moindre intérêt, afin d’éviter que le dossier ne soit trop gros.

De cette première approche du sujet, nous avons tiré une hypothèse : une planète alignée entre son étoile et nous fera baisser la luminosité de son étoile de manière proportionnelle à la surface de l’étoile masquée, comme lors d’une simple éclipse.

Selon notre hypothèse, la luminosité de l’étoile telle que nous la voyons au cours du transit diminuera.

Nous avons donc d’abord déterminé comment obtenir par l’observation de la courbe de lumière d’un transit certaines données essentielles, complétées par le calcul. Ensuite, nous avons calculé à quelles lois mathématiques obéissait une courbe de lumière selon notre hypothèse.

Une fois notre modèle mathématique bien défini, nous avons pu effectuer des expériences en laboratoire.

Nous avons construit une maquette afin de reproduire au mieux les conditions d’un transit, puis nous avons commencé les expériences, en faisant varier des paramètres que notre modèle désigné comme variable.

En superposant les courbes théoriques et expérimentales, nous avons confirmé, du moins en laboratoire, notre modèle.

Nous avons cependant du faire des améliorations.

Finalement nous avons pus étudier un véritable transit exoplanétaire, après avoir apporté améliorations à notre modèle, afin d’y ajouter des caractéristiques de la grandeur réelle, telle l’assombrissement centre-bord.

La partie de l’étude en grandeur réelle fut sans doute la plus difficile. Observer une exoplanète n’est pas chose facile, et nous l’avons appris à nos dépens.

Après plusieurs échecs dans l’observation d’un transit, nous nous sommes rabattu sur l’étude d’une courbe de lumière fournis par Monsieur Pascal Bordé, astronome. Certes moins intéressant que si nous avions put obtenir nous même notre propre courbe de lumière, cette courbe de lumière suffisait en revanche largement pour confirmer notre modèle. Nous avons donc étudié cette courbe, et nos conclusions se sont montrées très proches de celle des spécialistes en la matière.

Nous avons après cette étude cherché à obtenir notre propre courbe de lumière, à partir des images d’un transit obtenue à l’aide de Monsieur Bruce Gary, astronome amateur. La courbe de lumière obtenue nous a permis d’identifier les différentes caractéristiques de l’étoile observée.

Nous avons donc au cours de notre travail montré comment capter ce clin d’oeil cosmique, cette si petite variation que représente un transit exoplanétaire. Nous avons également montré à quel point cette baisse de lumière indiscernable à l’oeil nu pouvait être riche en information sur les mondes lointains. Tant de précision nous permettra de mieux connaître notre univers, et qui sait, peut être d’identifier une planète apte à la vie.

Détection des exoplanètes : Méthode du transit planétaire

Comment observer les étoiles ? L’Homme a dû mettre au point des télescopes avancé technologiquement parlant afin de pouvoir observer les astres en évidant le maximum d’écueil de mesure qui peuvent, par exemple, être provoqués par la réfraction atmosphérique.

Il est important de noter que cette méthode correspond à l’une des méthodes indirectes de détection des exoplanètes.

Principe

La méthode du transit planétaire est considérée comme étant une méthode photométrique. En effet, celle-ci repose principalement sur la mesure de faibles variations périodiques de la luminosité d’une étoile dans le cas où une planète passe devant cette même étoile. Ainsi, il est tout à fait possible de déterminer la valeur de l’angle i qui est créé par la normale au plan de l’orbite de la planète avec la ligne de visée d’un observateur défini.

Il est cependant nécessaire que l’angle obtenu doit être proche de 90°, bien qu’on accepte un angle légèrement inférieur ou encore légèrement supérieur. Cela signifie alors qu’il est possible de compléter l’observation d’un transit par une mesure de vitesses radiales afin de lever toute indétermination subsistant sur la masse de l’exoplanète étudiée.

Les défauts de cette méthode du transit planétaire

Bien que l’orientation de la normale dans l’espace du plan orbitale d’une exoplanète soit nécessairement arbitraire, il est également vrai que l’observation d’un possible transit est aussi rare que la période de révolution d’une planète est importante. Ainsi, il est plus simple d’observer de façon simultanée un nombre relativement important d’étoile afin de maximiser les chances d’observer un transit planétaire. De plus, il n’est pas forcément simple pour un observateur de distinguer un changement brutal de luminosité d’une étoile dû à un transit d’un changement de luminosité dû à l’activité de cette même étoile.

La période de révolution, également appelée période orbitale, correspond à la durée mise par un astre pour accomplir une révolution complète autour d’un autre astre défini. Ainsi, cette période correspond alors à la durée mise par l’astre concerné pour revenir au même point par rapport à un point donné. Il est possible de définir ce point comme étant une étoile fixe, on parle alors de période de révolution sidérale.

Il est ainsi évident que la luminosité d’une étoile varie de façon significative même si les amplitudes de ces variations peuvent rester faible. C’est pour cela qu’il est d’usage de placer un détecteur dans l’espace afin d’être capable de s’affranchir de toutes variations de luminosité pouvant être causées par l’atmosphère de notre très chère planète Terre. Si cela est fait, il sera beaucoup plus simple d’obtenir des mesures fines de photométrie pour les transits planétaires d’ordre extrasolaires.

De plus, il est nécessaire que le transit se répète et ce de façon périodique et un nombre suffisamment important avant même de pouvoir imaginer la détection d’une éventuelle exoplanète. De ce fait, dans le cas d’une vraie exoterre, il faut patienter en moyenne 3 ans avant de pouvoir parler de découverte à laquelle il faut ajouter l’estimation de la masse de cette exoplanète pouvant être fournie par la méthode des vitesses radiales.

Les informations obtenues grâce à la méthode du transit planétaire

Peut-on vivre sur Mars ? De nombreux scientifiques cherchent à découvrir des exoplanètes non hostiles où l’Homme pourrait s’y réfugier si la Terre devenait un environnement hostile pour l’être-humain.

La courbe de luminosité obtenue et ses caractéristiques, notamment la largeur et la profondeur, permettent d’obtenir un certain nombre de renseignements sur l’exoplanète découverte.

La profondeur de transit correspond à la variation relative de luminosité apparente de l’étoile causée par le transit.

La période de transit correspond à la période de révolution de la planète autour de l’étoile.

En effet, une fois le spectre de l’étoile connu, il est tout à fait possible d’y obtenir la valeur du rayon de cette étoile. Or, une diminution relative au flux de lumière de cette même étoile lorsqu’un transit a lieu est également au carré du rapport du rayon de l’exoplanète à celui de son soleil. Ainsi, si l’on connait la masse, il est possible de déterminer la densité moyenne de celle-ci.

    \[ \text { diminution relative au flux de lumière } = \left( \frac { \text { rayon } _ \text { exoplanete } } { \text { rayon } _ \text { etoile } } \right) ^ 2 \]

Mais il est également possible d’obtenir des informations concernant la composition chimique, mais également concernant la température de l’atmosphère de l’exoplanète observée pendant le transit planétaire. Pour cela, il est alors nécessaire de mesure le spectre de l’étoile sans transit et le spectre de cette même étoile avec transit. Ainsi, en faisant la différence des deux spectres, il est possible d’obtenir le spectre propre de l’exoplanète découverte.

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Joy

Freelancer et étudiante en Sciences de la Vie et de la Terre, je suis un peu une grande sœur qui épaule et aide les autres pour observer et comprendre le monde qui nous entoure et ses curieux secrets !

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