Après la découverte de plus de systèmes solaires

1987/04/01 Arregi Bengoa, Jesus Iturria: Elhuyar aldizkaria

• Astronomia

En plus de tous les problèmes que génère la connaissance de notre système solaire et l'analyse de ses composants, ce sujet est toujours lié à une autre question : s'il existe ou non plus de systèmes planétaires comme le nôtre. Mais pour trouver la réponse, la question doit être posée correctement. Il est impératif de relier la naissance de notre système solaire au processus de naissance du soleil en tant qu'étoile. Nous devons donc préciser que : Si les planètes et autres corps qui tournent autour du Soleil sont la conséquence du hasard ou si, au contraire, ils font partie d'un même processus de naissance.

La situation actuelle des enquêtes nous amène à soutenir la deuxième hypothèse. On pense que les étoiles sont la fin du processus de contraction des nuages de poussière qui abondent dans les galaxies. En principe, la densité de ces nuages est très faible et ne présente pas une tendance appréciable de contraction. Le processus commence par l'action d'un agent externe, comme l'explosion d'une supernova à proximité ou les ondes de choc qui se produisent en traversant un bras de la galaxie. Dans la première phase de compression le nuage est divisé, en continuant avec la compression de chaque partie que nous appellerons protostar.

Beta Pictoris, une étoile non loin de l'imposant Canopus, est de la quatrième grandeur de la constellation du Peintre. Elle se trouve à une distance de 55 ans de lumière et, étant une jeune étoile de moins d'un milliard d'années, elle présente des caractéristiques similaires au Soleil. En 1983, il éveilla la curiosité des astronomes. Le satellite IRAS a découvert autour de lui une matière nuage. Ce nuage de materi est le triple du rayon du système solaire. Est-ce un système planétaire ?

La contraction entraîne une augmentation de la vitesse de rotation, de sorte que le nuage se déforme en formant un disque. Logiquement, la plupart de la matière est accumulée au centre, où l'étoile est formée lorsque la température qui est atteinte à l'intérieur en raison de la compression est suffisante pour produire des réactions thermonucléaires. Pendant ce temps, à l'extérieur du disque se forment des planètes, en raison du choc et de l'empilement des roches présentes. Enfin, le vent de l'étoile nouvellement créée au centre expulse tous les gaz et autres résidus de la zone.

Si le processus décrit correctement la réalité, les systèmes planétaires ne seraient pas dus au hasard, mais à un processus normal. Dans cette conviction sont basées les tentatives faites ces dernières années pour mettre en évidence l'existence d'autres systèmes solaires. Même si jusqu'à présent aucun résultat positif n'a été obtenu, les chercheurs sont optimistes pour l'avenir. Voyons les étapes données et les projets à court terme.

Les techniques de détection planétaire ne sont pas basées sur des observations ordinaires avec télescope. La lumière qui peut refléter les planètes ne suffit pas à se différencier de leur mère étoile par des observations faites de la Terre. La technique évolutionnaire de ces sombres amis des étoiles visibles, à la fois planètes et étoiles, était basée sur l'influence gravitationnelle que ces corps ont en principe dans l'étoile.

La théorie est simple: les tournées qui effectuent deux corps qui se déplacent autour du baptême ont leur centre dans le centre de masse. C'est pourquoi les étoiles avec des amis sombres ne font pas un parcours direct, et les amplitudes des perturbations sous forme de vibrations qui seraient observées nous donneraient des informations sur les corps qui nous entourent. Cependant, malgré la simplicité de la technique, la réalisation des mesures est une tâche très difficile, de sorte que l'interprétation a généré des polémiques inachevées.

Le pionnier de la technique a été l'astronome P. van de Kamp. En 1930, il commença à réaliser une comédie photographique d'étoiles voisines. L'étoile la plus troublante était Barnard: Selon les mesures effectuées entre 1938-63, l'étoile van de Kamp tournait environ 1,5 fois un corps de la masse de Jupiter. Le résultat a été plus frappant parce qu'un corps de cette masse devait être une planète et non une étoile comme prévu au début (la masse d'un corps doit être 0,05 du Soleil – 50 fois de Jupiter – pour produire des réactions thermonucléaires).

Les astronomes ont bientôt commencé à analyser les données publiées. On peut penser que le plus gros problème dans la confirmation de ce type de données a été le temps nécessaire pour la collecte de données, mais le travail a été rejeté sans aucune autre comparaison. Quand Harrington a prouvé que les données prises jusqu'en 1950 n'étaient pas valables. Après une analyse approfondie des données, il a découvert que toutes les étoiles observées présentaient des perturbations très similaires. Cela lui a fait penser que l'opérateur pourrait être un télescope.

Après avoir effectué les vérifications appropriées, il a découvert que l'année mentionnée, ils avaient déménagé pour placer correctement les lentilles des télescopes. Malgré la nécessité de jeter les données prises jusque-là, van de Kamp a continué à travailler et en 1976, il a publié un travail dans lequel l'étoile Barnard avait deux planètes. Mais l'incident avec ce qui précède mis en doute la crédibilité de van de Kamp et la communauté des astronomes a pris ces résultats avec un grand scepticisme.

Le problème a été récupéré il y a trois ans après l'analyse des données satellitaires lancées par l'IRAS pour étudier les sources infrarouges. En plus de trouver des milliers de nouvelles sources, IRAS a montré une émission infrarouge supérieure à la théoriquement prédite dans les étoiles bien connues comme Vega et Beta Pictoris. La seule explication que les astronomes pouvaient donner à cette trop était basée sur les planètes qui pouvaient être autour.

L'idée est que les planètes captent beaucoup d'énergie de l'étoile, la plupart d'entre elles d'une émission de petite longueur d'onde. Cependant, la réémission de cette énergie se produit dans la zone infrarouge. Par conséquent, la bande infrarouge est la meilleure pour la détection des planètes, car le rapport des émissions infrarouges des étoiles et des planètes est beaucoup plus faible que dans la lumière visible. Il est évident que, dans ce dernier cas, la lumière de l'étoile tempête totalement ce que la planète peut refléter.

Sachant l'avantage de cette nouvelle technique sur van de Kamp, B. Smith et R. Terrile photographié Beta Pictoris infrarouge. Selon eux, Beta Pictoris est entourée d'un disque materi, avec un diamètre approximatif de 20 fois celui du système solaire. Au centre, vous voyez un sombre. Selon Terrile, l'obscurité est due au fait que le vent de l'étoile a expulsé tous les gaz et poudres de son environnement. Cependant, tous les astronomes ne sont pas d'accord avec cette interprétation, et même si des données d'autres étoiles ont été recueillies, l'étude est encore terminée.

Prochaine avancée des observations produites dans le domaine de l'infrarouge, D. McCarthy est venu de la main de McCarthy pour profiter de l'influence de l'atmosphère qui a priori pourrait être considérée nuisible. Le nom de la technique est l'interférométrie des boues proche de l'infrarouge et est basée sur l'influence de la turbulence atmosphérique sur la propagation de la lumière. En raison de ces turbulences, l'image de l'étoile que nous donne le télescope se compose d'environ 1000 petits boues. L'obtention de ces foyers d'interférence peut fournir des informations précises sur la position de l'étoile par des photographies prises avec un temps d'exposition très court. C'est ce que fait le détecteur Two-Tum-mied Toad II (TTT II) conçu par McCarthy. Sa résolution est de 0,01 points d'arc.

L'utilisation de TTT II a donné le résultat d'une autre étoile avec des amis, l'étoile VB8. Son ami, nommé VB8B, présente une particularité importante : sa masse est de 60 fois celle de Jupiter, donc on ne peut pas dire qu'elle est étoile ou planète. Certains le considèrent comme un exemple d'étoile brune, c'est-à-dire que sa formation serait égale à celle de l'étoile et non comme celle des planètes, mais ne pourrait pas maintenir des réactions thermonucléaires pour les éclairer comme étoiles. Le développement rapide de la technologie permet d'améliorer tous les outils et de concevoir de nouveaux.

Comme dernier exemple, G. Nous allons mentionner le Multichanel Astrometric Photometer (MAP) de Gatewood, réalisé avec des fibres optiques, des photomètres et des ordinateurs plus modernes. Ce scientifique utilise la même technique que les vibratoires utilisés par van de Kamp, mais les mesures sont beaucoup plus précises (il a une résolution de 0,005 secondes d'arc) et il faut beaucoup moins de mesures pour obtenir des conclusions. Pour ce faire, il utilise une plaque transparente avec des rayures noires gravées. En déplaçant la plaque, la lumière de l'étoile et son ami potentiel se détournent différemment en obtenant les avantages mentionnés.

Pour finir, nous allons dire que tous les astronomes qui travaillent sur ce problème sont d'accord sur un point. Pour donner une impulsion définitive à la recherche, les télescopes doivent sortir dans l'espace par des satellites pour éviter l'influence de l'atmosphère. G. Selon Gatewood, sa carte atteindrait une résolution de 0,000001 dans ces conditions. McCarthy affirme que la résolution des images de l'étoile VB8 augmenterait 100.000 fois.

En particulier B. Harrington et ses collaborateurs préparent le Hubble Space Telescope qui sera probablement mis en orbite à travers le lanceur en 1988. R. Terrile croit également que sa chorographie peut être dans l'espace en 1990. Enfin, tous les astronomes attendent le lancement de l'Astrometric Telescope Facility (ATF). Cet outil, ainsi que d'autres expériences, porterait connecté le PAC. Par conséquent, nous pouvons être optimistes et penser que le problème peut entrer en voie de résolution bientôt.