Systèmes planétaires dans l'espace
En outre, nous n'avons pas complètement écarté le problème des nains marron que nous touchions dans le précédent exemplaire. D'une part, parce que l'évolution des planètes et le nain le plus brun se déplaçant autour de grandes étoiles est le même problème. De plus, étant ces derniers de plus grande masse, ils sont aussi plus faciles à détecter et cette particularité est devenue évidente. La deuxième raison est plus théorique et peut être liée à l'origine de ces deux types de corps, mais nous parlons plus tard.
Naturellement, les nouvelles mentionnées ci-dessus ont été dues à l'amélioration des méthodes de détection. La méthode traditionnellement utilisée a été l'astrométrie basée sur la mesure de la position des étoiles. La méthode est basée sur l'influence que les champs de gravité des hypothétiques amis de l'étoile auraient sur leur chemin. L'effet est facilement compréhensible : les planètes et l'étoile centrale tournent autour du centre du système. Donc, si la seule étoile n'est pas la bonne route. Bien sûr, l'utilisation de ces études nécessite de travailler avec les étoiles les plus proches, car le détour de la planète sur le parcours direct de l'étoile est très petit.
Par exemple, pour mettre en évidence un autre semblable à notre système solaire qui correspondrait à dix années lumière, nous devrions pouvoir mesurer la position de l'étoile avec une précision du millième de la seconde d'arc. Les résultats obtenus par cette méthode ne sont pas concluants. Le cas de l'étoile de Barnard est encore discuté. Cette étoile est la seule étoile la plus proche du Soleil (6 années-lumière) et P. Bien que Van de Kamp ait essayé de l'analyser pendant plus de vingt ans, une opinion unifiée sur les conséquences de son travail n'a pas été atteinte. Il ya d'autres, mais ceux-ci aussi sans confirmer.
Ainsi, par exemple, l'étoile Lalande 21185, à 8,2 années-lumière, pourrait avoir une planète 30 fois plus grande que la masse de Jupiter, 6 fois plus grande qu'Epsilon Eridani, à 10,7 années-lumière, 12,4 années-lumière, la RD 551688, qui a 60 fois plus grande ou la planète de Cassiopeiae dix fois plus grande.
Cependant, les résultats obtenus avec cette méthode obtiendront une grande précision (peut-être de deux ordres) si cette année le satellite Hipparque est mis en orbite comme prévu. Les données envoyées par ce satellite pendant environ quatre ans seront suffisantes pour répondre sans doute à la question de l'existence des systèmes planétaires.
En attendant, ce que vous imposez est une autre méthode basée sur la spectroscopie. L'idée est: L'effet Doppler permet de mesurer la vitesse radiale de l'étoile par rapport à la Terre pendant une longue période de temps. En raison du mouvement naturel de l'étoile, si vous n'avez pas d'amis, il ira en ligne droite et la modification du composant radial est aléatoire. Si vous avez un ami, au contraire, ce sera un changement périodique (avec une période de rotation propre de l'étoile), car lorsque le corps se trouve entre la Terre et l'étoile, la composante radiale est inférieure à lorsque l'étoile est au centre. L'avantage de cette technique par rapport à l'astrométrie est que la variation de vitesse ne dépend pas de la distance à l'étoile. Par conséquent, il pourrait s'appliquer à beaucoup plus d'étoiles (la limite de l'astrométrie, même si le satellite était utilisé, ne serait pas beaucoup au-delà de 20 années lumière).
Le premier succès obtenu par spectrométrie a été la variation de la vitesse de l'étoile HD114762 à 90 années-lumière et la mesure de sa période. Le premier est d'environ 700 m/s, tandis que les planètes n'affectent que le Soleil 14 m/s. Le second est de 84 jours, très court. Ces données indiquent que la masse du corps auxiliaire est au moins 10 fois supérieure à celle de Jupiter. Comme les caractéristiques de l'orbite et son orientation sur la Terre ne sont pas connues, les calculs sont effectués avec la composante radiale de la variation de vitesse, mais celle-ci sera toujours inférieure ou égale à la variation totale. Par conséquent, nous devrions considérer ce qui est donné comme une valeur minimale.
Comme les méthodes de mesure du glissement Doppler ont été améliorées, les découvertes ont également augmenté. En ce sens, il faut mentionner deux nouvelles techniques. Première (B. Développé par Campbell), il consiste à placer un récipient en fluorure d'hydrogène dans le spectromètre, afin de disposer d'une ligne de référence pour mesurer le glissement. Comme la perte de luminosité est relativement élevée, cette méthode n'est applicable qu'aux étoiles lumineuses. Cependant, l'équipe de Campbell n'a pas manqué d'étudier dix-neuf étoiles en obtenant les résultats suivants : dans neuf cas, aucun changement périodique de vitesse n'a été mesuré, c'est-à-dire que le changement était aléatoire ; dans neuf autres, un changement modulaire a été observé, mais la période n'a pas été limitée, car elle est probablement plus longue que la durée de l'étude, et dans ces cas des masses de corps invisibles ont été calculées entre une et dix fois plus grandes que Jupiter.
Enfin, dans le cas de l'étoile 36 de la Grande Ourse ou Ursa Major, les deux grandeurs ont été délimitées, avec un changement de vitesse de 20 m/s et une période d'environ 3 ans. On estime que la masse corporelle est 1,6 fois supérieure à celle de Jupiter. La vitesse minimale que l'on peut mesurer actuellement à travers cette technique est d'environ 10 m/s, c'est-à-dire celle nécessaire pour mettre en évidence l'effet du système planétaire du Soleil sur notre étoile.
Le spectromètre CORAVEL (Correlation Radial Velocity) est le fruit de la seconde innovation. Avec cet instrument, on ne mesure pas une seule masse du spectre, mais une partie du spectre (des milliers de lignes). La lumière reçue est comparée par ordinateur au modèle du spectre des étoiles. Celui qui doit se déplacer pour que le motif soit incorporé à la lumière provenant de l'étoile nous donne le déplacement. Cette technique, développée initialement par les astronomes des observatoires de Genève et de Marselle, est aujourd'hui conçue avec des outils atteignant une précision de 0,2 km/s.
Des résultats sont déjà obtenus et l'influence de certains corps a été mise en évidence. Ils sont généralement de grande masse: Plus de la dixième partie de la masse de Jupiter. Mais ce n'est pas la seule particularité. Dans la plupart des cas, il a été calculé que leurs orbites devraient être assez excentriques: Entre 0,20 et 0,50. En se référant à la plus grande planète du système solaire, les valeurs ne dépasseraient pas 0,06. Quelle est la raison de la différence si évidente?
Cette question nous amène au terrain des nains bruns que nous avons mentionnés au début. Si nous considérons que la frontière entre les nains bruns et les planètes est d'environ la dixième partie de la masse de Jupiter, la plupart des astres détectés ci-dessus se situeraient dans la zone des nains bruns. Si l'on considère que son processus de formation est similaire à celui des étoiles et que les planètes se forment à nouveau avec de l'acresio, la différence entre les orbites est due à ces formes de nature ou de composition différentes. Mais pour finir, il faut prendre en compte un autre problème que nous devons encore mentionner. L'existence autour des étoiles de nains marron ou de planètes très grandes (disons cinq fois plus grandes que Jupiter) ne donne aucun espoir qu'une planète solide comme la Terre existe.
Au contraire, la présence de Jupiter dans le système solaire interdit l'existence d'autres planètes jusqu'à mardi. La possibilité de coexistence entre planètes géantes ou naines brunes et planètes terrestres est donc très discutable. Par conséquent, il est également discutable si la nature des systèmes trouvés est similaire à la nôtre. Certains croient que ces derniers (parce que la résolution est encore trop faible) seraient à proximité des étoiles où rien n'a été détecté. Il est donc clair qu'il faut encore marcher sur le chemin, mais nous pouvons dire que les étapes qui sont en cours sont grandes.
Zu idazle
Zientzia aldizkaria
