ESPRESSO1 est un « spectrographe-échelle » qui équipe depuis 2018 les quatre grands télescopes du VLT2 de l’ESO3 installé sur le Mont Paranal dans le désert d’Atacama au Chili. Sa technologie prodigieuse (largement suisse) doit enfin nous permettre de détecter des planètes de type terrestre autour d’étoiles de type solaire.
1Echelle Spectrograph for Rocky Exoplanet and Stable Spectroscopic Observations / 2Very Large Telescope / 3European Southern Observatory
Depuis qu’en 1995 Michel Mayor et Didier Quelloz ont découvert la première exoplanète, nous avons identifié quelques 4000 autres de ces astres mais aucun encore qui soit vraiment analogue à la Terre, c’est-à-dire rocheux, de masse terrestre et orbitant une étoile de type solaire dans sa zone habitable. En effet les exoplanètes découvertes soit orbitent des étoiles qui ne « conviennent » pas (naines rouges ou étoiles massives), soit ce sont des géantes gazeuses ou des super-terres (beaucoup plus massives que la Terre) et, très généralement, elles sont trop proches de leur étoile.
La difficulté de repérer une planète-de-type-terrestre-orbitant-une-étoile-de-type-solaire vient de ce que par rapport à leur étoile, ces planètes sont très petites (par rapport au Soleil, le diamètre de la Terre est 1/109 et sa masse 1/330.000) et aussi que la période de leur orbite est très longue (par définition pour la Terre, une année). Leur effet sur leur étoile est donc extrêmement faible et se répéte à des intervalles trop longs pour un suivi facile (confirmation de l’observation). Au point qu’on n’a pas pu jusqu’à présent appliquer avec succès l’une ou l’autre des méthodes développées pour déceler cet effet : « transit » (obscurcissement), « vitesse radiale » (déplacement de l’étoile) ou « lentille micro-gravitationnelle » (effet de loupe).
ESPRESSO améliore l’observation en offrant une sensibilité très grandement améliorée à nos télescopes.
Comme son acronyme l’indique, ESPRESSO est un « spectrographe-échelle pour l’observation de planètes rocheuses et pour des observations spectroscopiques stables ». Un « spectrographe échelle » utilise un premier réseau de diffraction complété par un « grisme ». Un grisme est un prisme dont une des faces est façonnée de façon à former un réseau de diffraction afin de ne laisser passer qu’une seule longueur d’onde du faisceau de lumière incident (l’axe de dispersion du second élément est placé à 90° du premier). La lumière, captée par un seul point d’entrée et non par une fente, permet d’atteindre des résolutions spectrales très élevées.
ESPRESSO bénéficie aussi d’améliorations dans la stabilité et la précision de la calibration maintenant possible grâce à la l’application de la technologie des « peignes de fréquence laser ».
Le spectrographe a pour objet d’appliquer la méthode dite des vitesses-radiales, c’est-à-dire la fluctuation dans l’espace d’une étoile sous l’effet gravitationnelle d’une de ses planètes. Considérant la masse de l’étoile et l’intensité de son déplacement dans la ligne d’observation de la Terre (décalage vers le rouge pour l’éloignement et vers le bleu pour le rapprochement), on en déduit non seulement le passage (donc la présence) mais aussi la masse de la planète.
ESPRESSO est le successeur d’une série de spectrographes-échelle, qui inclue CORAVEL (1977), Elodie (1994), Coralie (1998) et HARPS (2003). Michel Mayor et la Suisse sont à l’origine de leur développement et c’est avec Elodie que Michel Mayor a découvert « son » exoplanète « 51Pegb » (une très grosse planète orbitant une toute petite étoile). HARPS faisait partie de la « troisième génération » des spectrographes-échelle. ESPRESSO qui ouvre la quatrième, a collecté sa première lumière en janvier 2018 mais les réglages, très délicats, et un petit incident de fibre optique, ont retardé la mise en service réelle à juillet 2019. L’Université de Genève qui s’est faite une spécialité de ces instruments, a été à la tête du consortium qui a réalisé l’instrument (voir ci-dessous les membres du consortium).
ESPRESSO a une Résolution Spectrale*, « R », de 140 000 (mode HR, haute résolution) à 180 000 (mode UHR, ultra haute résolution) lorsqu’il est utilisé avec un seul télescope. NB : La « R » de HARPS, sur un télescope de diamètre «3,6 mètres, n’atteignait que 115.000.
* La « Résolution spectrale » R = λ/δλ, est la propriété la plus importante d’un spectrographe. L’incrément de longueur d’onde δλ est la séparation minimale pour que deux raies spectrales soient considérées comme juste résolues (définition Wikipedia).
ESPRESSO couvre la totalité du domaine visible du spectre (de 378 à 788 nanomètres).
Sa source de lumière est la meilleure actuellement possible dans le monde puisque l’instrument peut recombiner la lumière des quatre télescopes principaux du VLT qui ont chacun un diamètre de 8,2 mètres. Dans ce cas on a une surface de collecte égale à un télescope de 16 mètres et ESPRESSO est le premier spectrographe à travailler avec un télescope aussi grand. Dans le cas d’une collecte de la lumière des quatre télescopes, R descend à 70.000 mais il ne faut pas oublier que plus le diamètre d’un télescope est grand, plus il y a de lumière et moins il y a de diffraction. Donc il y a une compensation à cet affaiblissement.
ESPRESSO pourra permettre de découvrir des planètes de type terrestre orbitant des étoiles G2V (type solaire) dans leur zone habitable parce qu’il peut déceler des variations de vitesse radiale de l’étoile avec une précision inférieure à 10 cm/s (HARPS ne peut descendre en-dessous de 30 cm/s !) et que la Terre induit sur le Soleil une variation de vitesse radiale de 9 cm/s. NB : ces précisions de vitesses radiales correspondent à des vitesses de déplacement physique de l’étoile extraordinairement faibles : 1,08 km/h (VR = 30 m/s), 0,36 km/h (VR = 10 m/s) et 0,32 km/h (VR = 9 m/s).
On pourra ainsi analyser l’effet de planètes rocheuses de type terrestre sur des étoiles de magnitude apparente V = 9, des planètes de type Neptune sur des étoiles de magnitude apparente V = 12 (plus éloignées). Rappelons que les étoiles les plus faibles décelables par Hubble ont une magnitude visible V = 31. « HD143436 » une des jumelles de la Terre, à 141 AL, a un V = 8,03. « 18 Scorpii » a une V = 5,5. C’est une G2V d’une température de 5.433 K et d’une métallicité de 0,03% inférieure à celle du Soleil. Le seul « problème » de 18 Scorpii (si l’on peut dire) est qu’elle est beaucoup plus jeune que le Soleil, seulement 2,9 milliards d’années (contre 4,6 pour le Soleil). D’autres étoiles « intéressantes » sont accessibles : Epsilon Eridani, V = 3.73 ; Epsilon Indi, V = 4,69.
Il semble malheureusement qu’aujourd’hui avec ESPRESSO on atteigne les limites de l’exploitation possible de ces spectrographes-échelle car on craint de ne peut plus pouvoir distinguer le mouvement propre de l’étoile de celle résultant de l’effet que la planète a sur elle. Ceci dit nous avons un beau champ d’exploration devant nous avec une réelle possibilité de très belles découvertes.
Illustration de titre : le dispositif de collecte de la lumière reçue par les quatre télescopes de 8,4 m du VLT de l’ESO (Paranal, désert d’Atacama), crédit ESO.
Le spectrographe échelle ESPRESSO au centre de collecte de la lumière, crédit ESO :
Illustration ci-dessous, à l’intérieur d’ESPRESSO, le cheminement de la lumière :
Lien entre les deux illustrations ci-dessus, crédit ESO/ESPRESSO consortium, Samule Santana Tschudi vous remarquerez la caméra pour la lumière bleue et celle pour la lumière rouge :
Réseau de diffraction « blazé » d’un grisme (les grismes sont usinés avec des réseaux blazés sur leur face). Illustration Wikipedia common (Patrick87) :
Note :
Le Consortium ESPRESSO : Observatoire Astronomique de l’Université de Genève (chef de projet); Centro de Astrofísica da Universidade do Porto (Portugal); Faculdade de Ciencias da Universidade de Lisboa (Portugal); INAF-Osservatorio Astronomico di Brera (Italie); INAF-Osservatorio Astronomico di Trieste (Italie); Instituto de Astrofísica de Canarias (Espagne); et Physikalisches Institut der Universität Bern (Suisse). ESO a participé au projet ESPRESSO comme partenaire associé.
Liens :
https://fr.wikipedia.org/wiki/ESPRESSO
https://en.wikipedia.org/wiki/ESPRESSO
https://www.eso.org/public/teles-instr/paranal-observatory/vlt/vlt-instr/espresso/
https://www.eso.org/sci/facilities/paranal/instruments/espresso.html
https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2021/01/aa38306-20.pdf
https://www.eso.org/sci/facilities/paranal/instruments/espresso/science.html
https://www.eso.org/sci/facilities/paranal/instruments/espresso/inst.html
https://www.unige.ch/campus/139/dossier4/
Pour (re)trouver dans ce blog un autre article sur un sujet qui vous intéresse, cliquez sur :
Index L’appel de Mars 22 02 24
La formule de base de la spectroscopie Doppler, au premier ordre, et sans faire intervenir les effets relativistes, est la suivante:
(delta v) = c/R,
où (delta v) est la plus petite variation de vitesse radiale brute mesurable avec le spectromètre utilisé, c la vitesse de la lumière et R la résolution spectrale du spectromètre (~150 000).
Soit 2 km/s, très loin des valeurs numériques présentées.
On peut donc supposer qu’un solide traitement informatique des spectres enregistrés fait gagner au moins un facteur 1 000 à la résolution de la mesure brute. Jolie prouesse du traitement des données qu’il faut aussi souligner!
C’est correct. La largeur d’une raie spectrale à la limite de la résolution de l’instrument fait environ deux pixels. Et chaque pixel à une “largeur Doppler” de 1 km/s. On mesure donc des variation de position de raies spectrales avec une précision meilleure que un millième de pixel. Sachant que le pixel d’un détecteur a une taille de 15 micromètres, les variations de position physique du spectre que l’on mesures sont de l’ordre de 10 nanomètre,
Il y a “quelques précautions” à prendre quand à l’optique, la structure mécanique, la thermique, la correction des défauts du détecteur et un logiciel sophistiqué pour parvenir à un tel résultat.
FW
ingénieur système
Dépt d’astronomie de l’Observatoire de Genève
J’aimerais mettre en évidence un paradoxe.
Imaginons un astronome lambda sur une planète tellurique orbitant l’étoile HD 143436, mentionnée dans l’article, d’une magnitude apparente de 8,03, située à 146,2 années-lumière d’ici (soit une parallaxe de 22,3 millisecondes d’arc) et ayant, par rapport à nous, une vitesse radiale de récession (d’éloignement) de 24,7 km/s, avec une masse, un rayon et une luminosité tout à fait du même ordre de grandeur que ceux du Soleil. L’astronome lambda, voulant rechercher des planètes et, en particulier, une éventuelle planète tellurique (!) autour du Soleil, observe le Soleil à cette même distance, avec quasiment une même magnitude apparente (puisque les deux magnitudes absolues de l’étoile et du Soleil sont presque les mêmes), avec la même parallaxe et avec aussi cette même vitesse de récession (de fait c’est l’astronome lambda qui s’éloigne de nous dans la Galaxie). Ses collègues, spécialistes des mesures de transit, lui ont dit qu’ils n’avaient rien vu, aucune planète ne passe devant le Soleil (et pour cause, HD 143436 est située à plus de 20° au-dessus du plan de l’écliptique et aucun passage ne peut avoir lieu). Malgré tout, l’astronome lambda s’entête, car il dispose aussi d’un accès à un spectrographe-échelle identique à ESPRESSO, possédant un résolution de 140’000, comme indiqué. Que va-t-il observer de son côté en enregistrant le mouvement du Soleil au sein du Système solaire ?
Revenons pour l’instant sur Terre pour décrire précisément ce mouvement du Soleil en va-et-vient autour du barycentre (centre de gravité) du Système solaire, qui est le point effectivement en orbite dans notre Galaxie. On trouve ici une illustration très parlante de ce comportement virevoltant du Soleil autour du barycentre, pour la période 1945 à 1995 : https://en.wikipedia.org/wiki/Sun#Motion_and_location
et ici calculée pour la période 2000 à 2051 :
https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Solar_System_Barycenter_2000-2050.png
et qui nous révèle ceci : le Soleil évolue tout autour du barycentre en s’en éloignant et en s’en rapprochant entre 0,01 et 2,19 rayons solaires en une « danse » effrénée, à première vue assez chaotique, mais que l’on mesure très précisément et que l’on peut recalculer, connaissant bien les mouvements propres des planètes du Système solaire, car nous y sommes ; Newton l’avait très bien déjà noté. Sachant désormais que le Système solaire est un système chaotique, donc ultimement instable et ne pouvant jamais reprendre une même configuration, il en est de même dans cette figure chaotique qui ne se boucle jamais.
En recalculant vers le passé, on observe à première vue une grande période d’environ 178,77 années. On sait que, vu de la Terre, il existe une période synodique entre Jupiter et Saturne ( deux planètes qui sont en résonance 2:5 dans leurs périodes sidérales, 2 orbites de Saturne sont parcourues durant 5 orbites parcourues par Jupiter ), c’est-à-dire que les positions relatives sur leurs orbites se répètent environ tous les 20 ans (précisément 19,858 ans actuellement), avec un décalage de 117° dans le ciel, chose déjà bien notée par les Anciens et plus précisément fixée par Kepler. Au bout de 60 ans environ (soit 3 périodes synodiques), le cycle de 360° est quasiment bouclé avec un décalage résiduel d’environ 8° par rapport aux étoiles et d’environ 9° par rapport au point vernal, la différence de presque 1° étant due à la lente précession des équinoxes, actuellement 50’’ (secondes d’arc) par année environ. Le Soleil y participe en « ressentant » quant à lui, une périodicité de 9 périodes synodiques de Jupiter et Saturne, soit 178,77 ans. Ajoutons qu’il existe aussi une période synodique, beaucoup plus longue, de 171,40 ans entre Uranus et Neptune qui perturbe la grande période précédente avec un décalage de 7,3 ans. Donc à de très longues échelles de temps, le mouvement du Soleil dont on avait cru déceler une périodicité simple reste bel et bien chaotique. Précisons que les images ci-dessus en donnent une vue dans le plan du Système solaire. Cependant, depuis l’éventuelle planète tellurique orbitant HD 143 436, qui est située à plus de 20° en dessus du plan de l’écliptique, ce mouvement se traduit sur un autre plan de projection qui déforme les images ci-dessus. Il reviendrait donc à l’astronome lambda de déceler ce mouvement complexe du Soleil, mais en sachant qu’il n’est sensible pour lui que dans sa seule ligne de visée : une variation minime, Δv, de la vitesse de récession ; malheureusement il ne disposera que d’une seule composante en avant et en arrière sur sa ligne de visée, résultant d’une oscillation effective très complexe comme on l’a vu. Le mouvement transverse existe aussi, mais il est aussi déformé et ne représente qu’une fraction infime de la parallaxe, elle même déjà minuscule.
Le paradoxe que je vois réside dans la difficulté, voire l’impossibilité pour l’astronome lambda de reconstituer le mouvement réel du Soleil dans le plan du Système solaire qui, seul, lui permettrait éventuellement une « déconvolution » (une analyse inverse) pour déterminer chaque composante planétaire et par là les constituants réels du Système solaire, en premier lieu les quatre grosses planètes mentionnées avec leurs masses et leurs périodes orbitale. Un simple Δv dans la vitesse de récession, même s’il est mesuré, peut correspondre à une infinité de solutions, et l’effet de la Terre parmi elles, comme on l’a lu n’est que de d’affecter cette vitesse radiale du Soleil de 9 cm/s, un effet minuscule par rapport aux effets des grosses planètes qui font proprement « danser » le Soleil.
Heureusement qu’un bon ami, lecteur toujours très attentif de ce blog, me signale une incongruité dans mon dernier commentaire. En effet j’ai écrit que l’étoile HD 143436, jumelle du Soleil, s’éloignait de nous avec une vitesse radiale de récession de 24,7 km/s. De fait, il y a à mettre un signe négatif devant la valeur de cette vitesse et donc l’étoile en question se rapproche bel et bien de nous, ou bien, nous nous approchons d’elle. On va voir ci-dessous qu’en réalité l’étoile et le Soleil ont des mouvements propres qui les rapprochent l’une de l’autre.
Il faut préciser que le mouvement spécifique du Soleil dans la Galaxie, donc dans le système de coordonnées galactiques, a les trois composantes, positives, suivantes : 1° vers le centre galactique : U = +11,10 km/s, 2° dans le sens de rotation galactique : V = +12,24 km/s et 3° vers le pôle nord galactique : W = +7,25 km/s ; il en découle une vitesse spatiale résultante de quelque 18 à 20 km/s par rapport au voisinage (alors que la vitesse « absolue » autour du centre galactique est de 217 km/s), ce qui nous rapproche du centre galactique, dans le sens de rotation et du pôle nord.
Par contre, l’étoile HD 143436, située plus près du centre galactique que le Soleil, a les trois composantes, négatives, suivantes U = -19,2 km/s, V = -38,6 km/s et W = -7,0 km/s et donc une vitesse spatiale résultante de 43 à 45 km/s, mais qui pointe loin du centre, dans le sens inverse et vers le pôle sud. Comme l’étoile est plus près du centre galactique que ne l’est le Soleil, elle s’approche de nous et nous nous en approchons aussi, la vitesse radiale (négative !), par rapport au Soleil, et réciproquement, étant de -24,7 ± 0,7 km/s, soit 800 millions de km de rapprochement par an ; on en déduit aussi que la vitesse transversale de l’étoile est de quelque 36 km/s, soit 1,1 milliard de km par an. De fait, vue d’ici, elle se déplace sensiblement sur le fond du ciel, avançant actuellement de 0,136…’’/an (secondes d’arc par an) en ascension droite (α) et de 0,108…’’/an en déclinaison (δ), des valeurs qui sont connues quasiment à quelques microsecondes d’arc près ! Il faut bien se représenter la chose quantitativement, par exemple, « 20 microsecondes d’arc, à peu de chose près, la taille d’une demi-graine de moutarde se trouvant à New York et que l’on essaierait d’observer depuis Cologne », comme le fait remarquer l’auteur de la première “photo” (2019) du trou noir M87*, l’astrophysicien Heino Falcke, à la p. 216 de son livre « Lumière dans l’obscurité — Les trous noirs, l’Univers et nous » (Buchet- Chastel, 2022).
Comme pour le cas de l’influence combinée des planètes du Système solaire sur le mouvement tourbillonnant du Soleil autour du barycentre du Système solaire, la présence d’un système planétaire autour de l’étoile HD 143436 devrait se manifester par un Δv de quelques mètres par seconde sur la vitesse radiale observée, et par des Δα et Δδ de l’ordre de microsecondes d’arc, ces 3 valeurs pouvant être nulles, positives ou négatives, et variant continûment avec le temps qui passe, comme on l’a vu pour le Soleil qui virevolte autour du barycentre du Système solaire.