Exoplanètes et exocomètes autour de Béta Pictoris

2015-2016 – 97 x 130 cm – huile sur toile – 2000 €

Cette œuvre nous invite à un voyage interstellaire grâce aux informations trouvées sur internet ainsi que la collaboration de Marc Bretton directeur de l’Observatoire Astronomique des Baronnies Provençales. C’est une traversée cosmique qui va nous conduire autour de l’étoile Béta Pictoris.

En savoir plus sur l'œuvre

A little bit of English

Lexique pour la bonne compréhension des photos et des textes explicatifs

Wikipédia : Béta Pictoris est une étoile blanche (type spectral A) de la séquence principale (classe de luminosité V), elle est située à une distance d’environ 63 années-lumière de la Terre, dans la constellation australe du Peintre. Autour de l’étoile la planète Béta Pictoris b a été découverte le 18 novembre 2008 par Anne-Marie Lagrange , directrice de recherche au CNRS et membre du Laboratoire d’Astrophysique de Grenoble, ainsi que par son équipe.

Marc Bretton : autour de Béta Pictoris orbite la planète Béta Pictoris b à environ 10 unités astronomiques de l’étoile. La séparation Béta Pictoris (l’étoile) et Béta Pictoris b (la planète) est très faible (car observée directement) : distance Soleil Saturne, le couple s’éloigne de nous à 20 km/s à 63 années-lumière.Une journée dure huit heures sur la planète Béta Pictoris b. L’étoile est de de type spectral A6V comme Véga, donc plus chaude que le soleil (x2). La poussière environnant Béta Pictoris a pu être produite par des collisions de gros astéroïdes ainsi que des comètes. Nous allons voir cela plus en détail mais auparavant voici quelques précisions afin de mieux « pénétrer » dans cette œuvre :

Astrométrie : l’astrométrie consiste à surveiller le déplacement d’une étoile sur la voute céleste, si elle est accompagnée d’une ou de plusieurs planètes son déplacement sera perturbé.

Méthodes de détections
La vitesse radiale : il s’agit de la méthode ayant permis le plus grand nombre de découvertes à ce jour. Un corps aussi petit qu’une planète exerce une force de gravitation, aussi minime soit elle, sur son étoile. L’étoile va donc osciller autour du centre de masse (ou barycentre). Cette méthode de détection fonctionne bien pour les planètes massives proches d’une étoile, c’est pour cela que les premières planètes découvertes furent des « Jupiter chauds ». Cette méthode est sensible à l’inclinaison de l’orbite par rapport à l’utilisateur et ne permet de calculer que la masse minimale d’une planète.
HARPS : Le programme utilisant la mesure des vitesses radiales est mené avec l’instrument HARPS. La méthode par astrométrie basée sur le mouvement de l’étoile autour du centre de gravité du système planétaire, signifie que par rapport à un observateur, l’étoile va tour à tour s’approcher puis s’éloigner. Ce mouvement entraîne sur l’émission de l’étoile un effet Doppler. Quand un objet se rapproche, son spectre se décale vers le bleu pour un observateur fixe et quand il s’éloigne le spectre se décale vers le rouge. Il est donc nécessaire d’avoir un spectromètre ayant une grande résolution.
HARPS : vers des appareils plus sensibles :
Le projet HARPS implique les organisations suivantes : L’ESO, L’Observatoire de Genève, L’Observatoire de Haute-Provence, Le Service d’Aéronomie du CNRS et L’Institut de Physique de l’Université de Berne.
Depuis la découverte par Michel Mayor et Didier Queloz d’une exoplanète autour de l’étoile 51 Peg B en 1995 grâce à l’instrument ELODIE de l’OHP, les découvertes d’exoplanètes se sont succédées. Les instruments actuels permettent une précision en vitesse radiale de environ 8m/s au mieux. Avec HARPS, l’objectif recherché est une précision de 1 m/s. Cette précision permettrait la détection de planètes de 0,1 masse Jovienne en orbite à moins de 1 UA autour d’étoiles de type solaire en un an d’observations. Des simulations numériques ont permis d’établir une relation entre la précision en vitesse radiale DRV, la résolution R, le signal de photons et la couverture spectrale B.

La réalisation finale de HARPS est basée sur trois techniques fondamentales :

⁃la transmission par double fibre optique qui contient à la fois la mesure et la référence pour la calibration.

⁃- l’utilisation d’un spectrographe à échelle monolithique de grande taille.

⁃- les stabilités opto-mécaniques et thermiques.

Un des points clés de HARPS réside dans la calibration faite par une lampe à thorium-argon, afin d’éviter toute perturbation sur le trajet jusqu’au spectrographe.

Pour amener l’image au spectrographe, des liaisons en fibre optique sont utilisées, la transmission se fait sur un peu plus de 40 m, la qualité des fibres est donc importante afin d’éviter de perdre des photons. Les stabilités thermiques et opto-mécaniques ne peuvent s’obtenir que dans un environnement contrôlé, le spectrographe est donc placé dans une cuve à vide.

Nous nous rendons maintenant au centre de l’œuvre où est représenté Béta Pictoris. Imaginons qu’après un voyage de 63 ans à la vitesse de la lumière, nous arrivions enfin à proximité de Beta Pictoris. Cette étoile jeune qui n’aurait que 20 millions d’années est symbolisée dans le blanc et le bleu, elle est 1,7 fois plus massive que le soleil. En partant de l’étoile et en suivant une ligne verticale non représentée jusqu’en bas de l’oeuvre, figure la distance en unités astronomiques notées UA : 5 UA, 10 UA…jusqu’à 25 UA en bas de l’œuvre.

Tout autour de l’étoile dans des teintes ocre et marron apparaît le disque de gaz et de poussière, siège de nombreuses collisions de comètes et d’astéroïdes.

Sous l’étoile dans le disque situé entre 8 et 10 UA est représentée à gauche l’exoplanète Béta Pictoris b (notée B Pictoris b) : cette planète massive gravitant à environ 8 à 9 UA de Béta Pictoris a été détectée une première fois en 2003 dans le disque de débris de l’étoile. Elle est aperçue une deuxième fois de l’autre côté de l’étoile en 2009 (représentation à droite de l’œuvre).

Wikipédia: début 2009, la source avait disparu, puis sur une nouvelle image de fin 2009, elle se situait de l’autre côté du disque, confirmant l’existence d’une planète orbitant autour de l’étoile. Béta Pictoris b a une faible excentricité et une période de 17 à 21 ans. C’est la seule planète actuellement connue du système Béta Pictoris.

Béta Pictoris – Wikipédia, the free encyclopédia :

En 2003 en imageant les plus proches régions du système Béta Pictoris avec le télescope Keck II, la présence de plusieurs caractéristiques ont été interprétées comme étant des ceintures ou anneaux de matériaux. Des ceintures à environ 14, 28, 52 et 82 UA de l’étoile ont été détectées, avec des inclinaisons différentes par rapport au disque principal. Des observations en 2004 ont révélé la présence d’une ceinture plus proche contenant du matériau avec des silicates à environ 6,4 UA de l’étoile. Ce disque proche de l’étoile est symbolisé en ocre marron autour de l’étoile, en éclatements orangé figurent les nombreuses collisions d’astéroïdes. Les grains de poussière sont notés « GR », sous l’étoile les silicates (avec atomes d’oxygène en bleu) sont symbolisés à 6,4 UA.

Wikipédia, the free encyclopédia :

Du matériau silicaté a également été détecté à 16 et à 30 UA de l’étoile, avec un manque de poussières entre 6,4 et 16 UA montrant avec évidence qu’une planète massive orbite dans cette région ; de l’olivine riche en magnésium a également été détectée très similaire à celle trouvée dans les comètes du système solaire, mais différente de l’olivine trouvée dans les astéroïdes du système solaire.

Sur l’œuvre sous l’étoile est symbolisée l’enstatite MgSiO3 à 6,4 UA, un peu plus bas la forstérite Mg2SiO4 que l’on retrouve également sur l’œuvre à 16 UA. Le CO est représenté en boules bleues (oxygène) et grises (carbone), TiC en boules orange (Ti) et grises (carbone), SiC (silicium en boules orange et carbone en boules grises).

Tout autour de l’étoile les petits points blancs, bleutés ocre ou noirs symbolisent le disque de poussière. En haut à droite à 15 UA j’ai imaginé la formation d’une planète géante, une autre petite planète notée PL est imaginée sous l’étoile au milieu de l’œuvre entre 6 et 10 UA. Près de l’étoile à environ 5 ou 6 UA sont symbolisées en éclatements orangé des collisions d’astéroïdes

Wikipédia : des modélisations du disque à 100 UA suggèrent que la poussière dans cette région a pu être produite par une série de collisions engendrée par la destruction de planétisimaux d’un rayon d’environ 180 kilomètres. A partir de cette collision initiale, les débris engendrent d’autres collisions dans un processus appelé « cascade collisionnelle ».

Le spectre de Béta Pictoris présente de fortes et rapides variabilités, interprétées comme étant causées par du matériau tombant à l’intérieur du disque sur l’étoile. On suppose que la source de ce matériau serait constituée de petits objets tels des comètes dont les orbites sont proches de l’étoile, où elles commencent à s’évaporer. Ce processus est appelé « falling evaporing bodies » model. Un second groupe d’objets a été détecté sur d’autres orbites. Des modèles détaillés indiquent que ces objets tombant et s’évaporant (falling evaporing bodies) ne sont pas seulement des comètes composées de glace d’eau, mais sont probablement constitués d’un cœur de poussière et de glace. Ces objets ont pu être conduits à des orbites rasant l’étoile par l’influence gravitationnelle d’une grosse planète avec une orbite autour de Béta Pictoris à une distance d’environ 10 UA de l’étoile. Ces petits corps retombant et s’évaporant peuvent également être responsables de la présence de gaz situé au dessus du plan du disque principal de débris.

Sur l’œuvre les comètes sont représentées tout autour de l’étoile, toutes s’approchant de Béta Pictoris. Dans la partie inférieure du tableau à gauche et à droite, deux groupes de comètes s’approchent de Béta Pictoris. De nombreuses collisions ont lieu, symbolisées par les cercles orangé et bleuté, entourés de petits points blancs qui nous laissent imaginer des milliers de petits débris de glace éparpillés.

« A la rencontre des comètes, de Halley à Rosetta » :

p 88 : je m’inspire du tableau où figurent les molécules-mères issues des noyaux cométaires connues en février 2014. Les « abondances relatives » sur ce tableau sont données en nombre de molécules par rapport à l’eau. On trouve d’abord : 100 H2O, puis 23 CO, puis 6 CO2, 0,6 CH4, 0,1 C2H2, 0,3 C2H6…..

Dans le sillage des comètes j’ai donc représenté principalement H2O, CO, CH4, en bas de l’œuvre C2H6 est symbolisé à droite et à gauche, et l’on peut rêver à bien d’autres réactions et molécules. Outre la vapeur d’eau, CO2 et HCN avaient été détectés dans la comète de Halley, grâce à l’étude de la comète Hale-Bopp la liste des molécules-mères s’est considérablement allongée. Fait remarquable, toutes ces molécules sont également présentes dans le milieu interstellaire ; H2 est également représenté en deux petites billes rouges un peu partout sur l’œuvre. On retrouve en bas à droite H2CO le formaldéhyde (abondance relative 1,1).

«A la rencontre des comètes, de Halley à Rosetta »:pages 122-123 :

Dans le cas de B Pictoris, le disque est dans un état d’évolution avancée : les éléments lourds de la matière interstellaire initiale ont eu le temps de se condenser en poussières, et de s’agglomérer pour former des corps solides de quelques kilomètres de diamètre. En se collant les uns aux autres, ceux-ci constituent des objets plus gros, les planétoïdes, germes de planètes. Ces planétoïdes peuvent ensuite capturer une partie du gaz du disque et ainsi former de grosses planètes. Ces différents stades coexistent probablement dans le disque de Béta Pictoris.

Sur l’œuvre en haut à droite à 15 UA est représentée une planète géante en formation entourée de gaz.

Béta Pictoris b a été découverte en 2003 grâce au VLT par la technique d’optique adaptative, puis à nouveau détectée en 2009, mais il est cependant trop tôt pour en déduire avec exactitude sa période de révolution et les caractéristiques de son orbite : une quinzaine d’années d’attente seront nécessaires pour les connaître avec précision.

Page 123 : Les observations détaillées du disque montrent qu’il a été « nettoyé » de ses poussières entre 6 et 16 UA. L’existence d’un disque secondaire incliné sur le disque principal témoigne en outre de l’action gravitationnelle d’une planète. Des considérations semblables attestent de la présence probable de deux autres planètes qui auraient nettoyé le disque à des rayons plus grands ; elles pourraient graviter à 25 et à 45 UA de l’étoile. A ce jour elles n’ont pas encore été détectées.

Tout en bas de l’œuvre j’ai donc représenté une planète massive à environ 25 UA de l’étoile. Pour cela je me suis inspirée d’une image de super terre (p40-41 de Espace et Astrophysique n° 9) en imaginant un monde glacé. Je découvre également sur internet :

Exoplanètes Arnaud Cassa IAP 1er Décembre 2015 : voici quelques extraits de sa conférence : Mayor et D. Queloz découvraient la première exoplanète en 1995 : c’était une planète géante chaude et très très près de son étoile. Cette planète était du type que l’on baptisa « Jupiter chaud ».

On ne comprenait pas.

On a donc été obligé de trouver d’autres théories de formation de systèmes solaires.

On a aboutit à une théorie où des planètes formées loin de leur étoile, se rapprochent d’elle par effet de migration. Avec cette Super Terre glacée, j’ai imaginé ce scénario sur cette œuvre tout en bas et au milieu.

En fait cette « Super Terre » peut ensuite spiraler vers l’intérieur, ce mouvement étant dû à des « vagues » provoquées par la présence d’autres planètes.

Une telle migration se serait aussi produite dans notre système solaire.

On peut rêver à ce que les télescopes du futur découvriront. En bas de l’œuvre tout à droite, j’ai aussi rêvé à une autre mini planète, inspirée d’une image de Triton (livre Planètes : page 208). Pourquoi Triton ? Parce que Triton serait né dans le système solaire externe et aurait ensuite été capturé par Neptune. Ce satellite possède un diamètre de 2707 km et orbite à 354,8 millions de km de Neptune. Au nord sa surface apparaît bleutée et bosselée, au sud il montre un paysage plus lisse recouvert de glace grise ou brune. Dans notre système solaire il accompagne Neptune à 30 UA du soleil. Alors pourquoi ne pas imaginer une planète de cette taille et avec des propriétés identiques, orbitant autour de Béta Pictoris à environ 15 à 20 UA de l’étoile ? Tout est possible, imaginons aussi une température superficielle d’environ – 235° C.

Poursuivons notre découverte de Béta Pictoris et de son disque de matière et rendons nous à travers les multiples comètes qui traversent le disque : pour cela laissons nous guider par l’article suivant trouvé sur internet :

Deux types d’exocomètes autour de la jeune étoile Béta Pictoris :

Durant près de 30 ans, les astronomes ont observé de subtiles variations d’intensité dans l’éclat de Béta Pictoris, qu’ils ont attribuées au passage de comètes devant l’étoile.

Près de 500 exocomètes et deux familles :

Pour mener à bien l’étude des exocomètes de Béta Pictoris, l’équipe a analysé plus de mille observations effectuées entre 2003 et 2011 au moyen de l’instrument HARPS . Les chercheurs ont sélectionné un échantillon de 493 exocomètes distinctes ; certaines d’entre elles ont été observées à plusieurs reprises et durant quelques heures. Une analyse minutieuse a permis de déterminer la vitesse ainsi que la taille des nuages de gaz ainsi que certaines des propriétés orbitales de chacune des exocomètes (forme, trajectoire et distance à l’étoile).

Une telle analyse portant sur plusieurs centaines d’exocomètes appartenant à un même système exo planétaire est unique. Elle a révélé l’existence de deux familles : d’une part, des exocomètes âgées dont les orbites sont contrôlées par l’attraction gravitationnelle d’une planète massive et d’autre part, des exocomètes probablement issues du récent fractionnement d’un ou plusieurs objets de taille supérieure. Une distinction comparable à ce qui est observé au sein de notre Système solaire.

Les exocomètes de la première famille sont caractérisées par une grande diversité d’orbites ainsi que par de faibles émissions de gaz et de poussières. Ce qui suggère qu’elles ont épuisé leurs réserves de glaces au fil de leurs multiples passages à proximité de l’étoile-parent Beta Pictoris.

Institut d’Astrophysique de Paris :

De plus, les orbites des exocomètes de la première famille (excentricité et orientation) ont exactement les propriétés prédites pour les comètes piégées en résonance orbitale avec une planète massive. Les mesures effectuées sur les comètes de la première famille montrent que cette planète en résonance doit se trouver à une dizaine d’unités astronomiques, c’est à dire là où la planète Beta Pictoris b a été découverte par imagerie.

Les exocomètes classées au sein de la seconde famille sont bien plus actives et décrivent des orbites similaires. Ce qui suggère leur origine commune : probablement le fractionnement d’un objet de dimensions plus vastes dont les débris orbitent désormais à proximité de l’étoile.

Institut d’Astrophysique de Paris :

Les exocomètes de la deuxième famille sont sur des orbites presque identiques, à l’instar des comètes de la famille de Kreutz dans le Système solaire, ou des fragments de Shoemaker-Levy 9 qui s’étaient abîmés dans Jupiter en 1994. Cela suggère une origine unique récente probablement provenant d’un plus gros objet dont les fragments sont sur une orbite rasant l’étoile Beta Pictoris.

Voici donc un « voyage » grâce auquel nous venons de découvrir une étoile autre que notre Soleil, ainsi que le disque de matière l’entourant : nous avons traversé ce disque croisé la planète Beta Pictoris b à deux reprises à gauche et à droite, et visité les nombreuses comètes ainsi que les objets glacés.

J’espère vous inviter à découvrir d’autres étoiles et leur environnement dans de futures œuvres.