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.

---

Articles similaires :

De la physique à l’astrophysique De l’infiniment grand à l’infiniment petit et l’infiniment complexe Physique sta­tis­tique et infor­ma­tion : le défi des don­nées massives Où va la physique des par­tic­ules élémentaires ? Voy­age aux fron­tières de la physique avec la biologie Intri­ca­tion et cal­cul quantique