High Accuracy Radial velocity Planet Searcher

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HARPS

High Accuracy Radial velocity Planet Searcher
Le spectrographe HARPS sur le télescope de 3,6 mètres de l'ESO à l'observatoire de La Silla.
Le spectrographe HARPS sur le télescope de 3,6 mètres de l'ESO à l'observatoire de La Silla.
Spectrographe
Nom en français Chercheur de planètes par vitesses radiales de haute précision
Sigle HARPS
Domaine spectral 378 à 691 nm (visible)
Format spectral 72 ordres (fibre A) / 71 ordres (fibre B)
Capteur CCD
Taille des pixels 15 µm
Fibres
Fibres 2 : une fibre objet et une fibre « référence »

Le High Accuracy Radial velocity Planet Searcher (HARPS), en français « Chercheur de planètes par vitesses radiales de haute précision », est un spectrographe échelle alimenté par fibres depuis le foyer Cassegrain du télescope de 3,6 mètres de l'ESO, à l'observatoire de La Silla au Chili. Il est destiné principalement à la recherche d'exoplanètes par la méthode des vitesses radiales.

But[modifier | modifier le code]

HARPS est l'instrument de l'Observatoire européen austral (ESO) destiné à effectuer les mesures de vitesse radiale les plus précises à l'heure actuelle (2015)[E 1],[M 1],[N 1]. Le but de cet instrument est d'atteindre une précision à long terme sur les vitesses radiales de mètre par seconde pour des étoiles naines G (similaires au Soleil) à rotation lente[M 1]. Une telle précision permet de détecter des planètes de faible masse telles Saturne et des oscillations stellaires de faible amplitude[M 1] (cf. section « Performances » pour plus de détails).

Description[modifier | modifier le code]

Concept[modifier | modifier le code]

HARPS est un spectrographe échelle à dispersion croisée alimenté par des fibres depuis le foyer Cassegrain du télescope de 3,6 mètres de l'ESO, à l'observatoire de La Silla au Chili[E 1],[E 2]. L'instrument lui-même est installé dans la salle coudé-ouest du bâtiment abritant ce télescope[E 2].

L'instrument a été construit afin d'obtenir des vitesses radiales de très grande précision (de l'ordre de mètre par seconde) à long terme[E 1]. Pour atteindre ce but, HARPS est un spectrographe échelle alimenté par deux fibres et dont la stabilité mécanique a été optimisée[E 1].

Le design de HARPS est basé sur l'expérience acquise par les membres du consortium HARPS (cf. section « Constructeurs ») avec deux spectrographes antérieurs : ELODIE, sur le télescope de 1,93 mètre à l'Observatoire de Haute-Provence, et CORALIE, installé sur le télescope suisse de 1,2 mètre Leonhard Euler à l'observatoire de La Silla[M 1]. Le design de base de HARPS est par conséquent très similaire à celui de ces deux instruments[M 1]. Trois points principaux ont été [Quoi ?] afin d'avoir de meilleurs performances sur HARPS en comparaison de ses prédécesseurs[M 1] :

Télescope[modifier | modifier le code]

Dôme du télescope.

HARPS est alimenté par des fibres depuis le foyer Cassegrain du télescope de 3,6 mètres de l'ESO, à l'observatoire de La Silla au Chili[E 1],[E 2]. En comparaison des télescopes de 1,93 mètre et de 1,2 mètre sur lesquels sont installés ses prédécesseurs ELODIE et CORALIE, le 3,6 mètres permet de collecter beaucoup plus de lumière — respectivement 3,5 et 9 fois plus —, ce qui permet à la fois d'observer des objets moins brillants et d'avoir des mesures plus précises pour un objet donné. L'instrument lui-même est installé dans la salle coudé-ouest du bâtiment abritant ce télescope[E 2].

Cuve à vide[modifier | modifier le code]

La cuve à vide où se trouve HARPS.
Pour un article plus général, voir Cuve à vide.

HARPS est situé à l'intérieur d'une cuve à vide contrôlée thermiquement afin d'empêcher dans une très grande mesure toute dérive spectrale (et donc toute dérive des vitesses radiales) qui pourrait être causée par des variations de la température, de la pression de l'air ambiant ou de l'humidité[E 1],[M 1]. La cuve à vide se trouve elle-même dans deux niveau d'enceintes l'isolant de la pièce où elle est installée.

Design optique[modifier | modifier le code]

Fibres[modifier | modifier le code]

Une des deux fibres collecte la lumière de l'étoile alors que la seconde sert à enregistrer simultanément un spectre de référence d'une lampe thorium-argon ou le ciel de fond[E 1]. Les deux fibres de HARPS (objet et ciel ou Th-Ar) ont une ouverture sur le ciel de seconde d'arc[E 1] ; ceci permet au spectrographe d'avoir un pouvoir de résolution de 115 000[E 1] (cf. section « Résolution spectrale »). Les deux fibres sont équipées d'un brouilleur d'image (image scrambler) afin d'avoir une illumination uniforme de la pupille du spectrographe, indépendante du décentrage du pointage[E 1].

Réseau de diffraction[modifier | modifier le code]

Le spectrographe HARPS pendant des tests en laboratoire. La cuve à vide est ouverte ; plusieurs composants de haute précision situés à l'intérieur sont ainsi visibles. Le grand réseau de diffraction optique qui disperse la lumière incidente de l'étoile est visible au-dessus du banc optique ; il mesure 200 × 800 mm.
Pour un article plus général, voir Réseau de diffraction.

Polarimètre[modifier | modifier le code]

Le polarimètre associé à HARPS.

Depuis 2010, HARPS est équipé d'un polarimètre, le plus précis au monde pour l'étude des étoiles[1]. Les premières observations effectuées avec le polarimètre de HARPS montrent que l'instrument dépasse les attentes[1]. En effet, ce polarimètre est capable de détecter la polarisation de la lumière à un niveau de 1 pour 100 000, sans aucune perturbation provenant de l'atmosphère ou de l'instrument lui-même[1]. Couplé à la stabilité du spectrographe, ce polarimètre est ainsi le plus précis dans sa catégorie[1]. Par ailleurs, il est le seul polarimètre de son genre situé dans l'hémisphère sud, ce qui permet de nouvelles études dans cette moitié du monde[1].

Selon Nikolaï Piskounov, de l'université d'Uppsala en Suède et chercheur principal (Principal Investigator) du projet de polarimètre de HARPS, « Ce nouveau polarimètre, unique, ouvre d'excitantes nouvelles fenêtre pour étudier l'origine et l'évolution du champ magnétique d'étoiles de diverses masses, températures et âges. Il est également important pour la découverte de nouvelles exoplanètes : la capacité à repérer des taches stellaires sera cruciale pour exclure les fausses détections d'exoplanètes. »[1].

Selon la conception actuelle de l'Univers, les champs magnétiques jouent en effet des rôles fondamentaux à différentes échelles, des planètes aux galaxies. En particulier, les champs magnétiques sont censés contrôler la façon dont les étoiles se forment, créer des conditions favorables pour la croissance des planètes autour de jeunes étoiles, orienter les vents stellaires et accélérer des particules lors des dernières étapes de la vie d'une étoile[1].

Des signatures indirectes de champs magnétiques peuvent être évidentes, comme des éruptions ou des taches à la surface des étoiles, mais des mesures directes exigent une instrumentation très précise et une analyse prudente des données. La polarimétrie cherche à détecter la lumière polarisée par les champs magnétiques[1].

Les champs magnétiques modifient les conditions physiques dans les couches externes de étoiles, ce qui donne lieu à des régions de composition chimique, température et pression différentes. Les taches solaires sont les exemples les plus connus d'une telle action. En combinant une spectroscopie précise à la polarimétrie, il est possible de cartographier ces taches stellaires[1].

Le nouveau mode de HARPS lui permet de mesurer également la polarisation de spectres stellaires et lui permettent d'étudier les champs magnétiques sur des étoiles[1].

Le polarimètre a été conçu par Frans Snik, de l'université d'Utrecht aux Pays-Bas[1]. L'instrument a été expédié au Chili en mai 2009[1]. Selon Snik, la place disponible pour le polarimètre étant très petite, il a fallu concevoir un polarimètre très compact[1]. Toujours selon Sink, l'ensemble réussit à passer à une fraction de millimètre entre les autres éléments de HARPS, lesquels ne pouvaient absolument pas être touchés au risque de perturber les campagnes de recherche de planètes[1].

Le polarimètre de HARPS a été développé par un consortium composé de l'université d'Uppsala (Suède), l'université d'Utrecht (Pays-Bas), l'université Rice et le Space Telescope Science Institute (États-Unis), avec le soutien de l'Observatoire européen austral (ESO) et de l'Observatoire de Genève (Suisse)[1].

Détecteur[modifier | modifier le code]

Image brute (non traitée) du spectre de l'étoile naine orange (K0V) HD 100623 prise par HARPS. L'image ici montrée est l'image complète telle qu'enregistrée par les deux capteurs CCD (4096x4096 pixels) dans le plan focal du spectrographe. Les lignes horizontales correspondent au spectre stellaire, divisé en 70 bandes couvrant tout le domaine visible de 380 à 690 nanomètres. Les taches noires visibles sur ces bandes correspondent aux raies d'absorption de l'étoile. Les brillantes raies d'émission visibles entre les bandes sont émises par une lampe au thorium située dans le spectrographe. Elles servent à étalonner l'instrument en longueurs d'onde en mesurant la dérive de l'instrument.
Crédit : ESO.

Le détecteur de HARPS est constitué d'une mosaïque de deux dispositifs à couplage de charge[E 1] EEV type 44-82[E 2] surnommés Jasmin et Linda[E 2]. L'ensemble a une dimension de 4 096 × 4 096 pixels[E 1],[E 2], chaque pixel ayant une taille nominale de 15 micromètres de côté[E 1],[E 2].

Block stitching et problèmes associés[modifier | modifier le code]

Chacun des deux capteurs CCD de HARPS est constitué de seize blocs de 512 × 1 024 pixels correspondant à la taille du masque servant à écrire le CCD. La taille et la sensibilité des pixels situés au bord de ces blocs peuvent ainsi être légèrement différentes de celles des pixels centraux. Ce fait engendre dans les données de HARPS un signal d'une période de un an — la période de révolution de la Terre autour du Soleil — qui limite la détection des planètes à ou proches d'un nombre entier de fois cette période[2],[3],[4],[5].

Couverture spectrale[modifier | modifier le code]

L'intervalle spectral couvert par le spectrographe s'étend de 378 à 691 nanomètres[E 1], c'est-à-dire sur une grande partie du spectre visible, du violet au rouge, et est réparti sur les ordres 89 à 161[E 1]. Le détecteur étant une mosaïque de deux dispositifs à couplage de charge[E 1] (cf. section « Détecteur »), un ordre spectral (l'ordre N=115, allant de 530 à 533 nanomètres) est perdu dans l'intervalle entre les deux[E 1].

Résolution spectrale[modifier | modifier le code]

HARPS a une résolution spectrale de 115 000[E 1], environ deux fois plus grande que celle d'ELODIE et de CORALIE[M 1].

Réduction des données[modifier | modifier le code]

HARPS est équipé de sa propre pipeline de réduction des données, installée à La Silla. Cette pipeline fournit à l'astronome visiteur en temps quasi-réel des spectres extraits et étalonnés en longueurs d'onde dans tous les modes d'observation. Lorsque la méthode de référence par thorium simultané est utilisée, le pipeline fournit des vitesses radiales (par rapport au barycentre du système solaire) précises pour les étoiles froides dont la vitesse radiale est connu à 1-2 kilomètres par seconde près, à condition qu'un ensemble de mesures d'étalonnage standards aient été exécutées dans l'après-midi[E 1].

Étalonnage en longueurs d'onde[modifier | modifier le code]

Plusieurs systèmes de référence servent à étalonner HARPS en longueurs d'onde.

Lampe au thorium (depuis 2003)[modifier | modifier le code]

Depuis ses débuts, la technique dite du thorium simultané, qui utilise ici une lampe à cathode creuse au thorium-argon, est utilisée. Ce sont les raies d'émission de ces atomes qui servent de référence ; leur longueur d'onde doit donc être connue avec une extrême précision afin d'avoir un étalonnage de qualité. La liste de longueurs d'onde de référence utilisée initialement est l'Atlas du spectre du thorium (Atlas of the Thorium Spectrum[6]) du Laboratoire national de Los Alamos, de Byron A. Palmer et Rolf Engleman et datant de 1983, obtenu avec le spectromètre à transformée de Fourier McMath-Pierce de l'Observatoire solaire national situé à Kitt Peak. Ce spectrographe, d'une résolution atteignant environ 600 000, soit plus de cinq fois celle de HARPS, donne la position d'environ 11 500 raies du thorium entre 3 000 et 11 000 angströms[2]. En 2007, Christophe Lovis et Francesco Pepe (LP07) ont voulu obtenir un nouvel atlas de raies du thorium, a priori plus précis dans la mesure où HARPS, bien qu'ayant une moindre résolution (R = 115 000), a une sensibilité plus élevée et permet donc de détecter des raies faibles absente du catalogue de Palmer et Engleman[2]. Cependant, Stephen L. Redmann, Gillian Nave et Craig J. Sansonetti constatent, en 2014, une dispersion importante dans les résidus de LP07 en comparaison de leurs résultats[7]. Ceci pourrait s'expliquer notamment par l'effet du block stitching qui n'était alors par encore pris en compte dans LP07 (cf. section « Block stitching et problèmes associés »).

Cellule à iode (2003-2004)[modifier | modifier le code]
Interféromètre de Fabry-Perot[modifier | modifier le code]
Pour un article plus général, voir Interféromètre de Fabry-Perot.
Peigne de fréquences laser[modifier | modifier le code]

Constructeurs, financeurs, responsables et équipe[modifier | modifier le code]

L'Observatoire de Genève, initiateur du projet HARPS.
Constructeurs 

HARPS a été construit sous contrat de l'Observatoire européen austral (ESO) par le consortium HARPS constitué de l'Observatoire de Genève (Versoix, Suisse), l'Observatoire de Haute-Provence (Saint-Michel-l'Observatoire, France), l'Institut de physique de l'université de Berne (Berne, Suisse) et le Service d'Aéronomie du Centre national de la recherche scientifique (Paris, France), avec une participation substantielle des équipes de l'Observatoire européen austral (ESO) à La Silla et à Garching[E 1],[M 1].

Financeurs 

Le projet est financé par le Fonds national suisse de la recherche scientifique (FNS, Suisse), l'Office fédéral pour l'éducation et la recherche, la région Provence-Alpes-Côte d'Azur (PACA, France), l'Institut national des sciences de l'univers (INSU, France), l'Observatoire européen austral (ESO, multinational), l'université de Genève (Suisse) et les autres membres du consortium[8],[E 1].

Michel Mayor, chercheur principal de HARPS.
Responsables 

[Quand ?] Le chercheur principal (Principal Investigator) de HARPS est Michel Mayor, de l'Observatoire de Genève. Les responsables scientifiques du projet (Project Scientists) sont Didier Queloz, de l'Observatoire de Genève, et Luca Pasquini, de l'ESO à Garching. Les managers du projet (Project Managers) sont Francesco Pepe, de l'Observatoire de Genève, et Gero Rupprecht, de l'ESO à Garching[E 1]. L'équipe scientifique de l'instrument (Instrument Science Team) comprend Joergen Christensen-Dalsgaard, de l'université d'Aarhus au Danemark, Dainis Dravins, de l'université de Lund en Suède, Martin Kürster, de l'Institut Max-Planck d'astrophysique (MPIA) à Heidelberg en Allemagne, Artie P. Hatzes, de Tautenburg en Allemagne, Francesco Paresce, de l'ESO, et Alan Penny, du RAL[E 1].

L'équipe HARPS 

De nombreuses personnes ont été (et sont) impliquées dans le projet HARPS. Les personnes qui ont directement été impliquées dans les différents aspects matériels, logiciels, scientifiques, managériaux et asministratifs du projet HARPS sont[E 1],[E 3] :

  • à Genève : François Bouchy, Nigel Evershed, Michel Fleury, Michel George, D. Lacroix, Michel Mayor, Denis Mégevand, Francesco Pepe, Michel Pichard, Didier Queloz, Danuta Sosnowska, Stéphane Udry, Jean-Daniel Vuille, Luc Weber ;
  • à l'Observatoire de Haute-Provence : Dominique Kohler, P. Petitpas, Pierre Richaud, Jean-Pierre Sivan ;
  • à Berne : Willy Benz, J. Fischer ;
  • à Marseille : Jean Le Merrer ;
  • au Service d'aéronomie : Jean-Loup Bertaux ;
  • à La Silla : Thomas Dall, Wolfgang Eckert, Alain Gilliotte, Domingo Gojak, Juan-Carlos Guzman, Gaspare Lo Curto, Ruben Soto, Eugenio Ureta, Ueli Weilenmann ;
  • à Garching : Gerardo Avila, Andrea Balestra, Jean-Louis Beckers, Bernard Buzzoni, Cyril Cavadore, Sebastian Deiries, Hans Dekker, Bernard Delabre, S. D'Odorico, Robert Fischer, Arno van Kesteren, Franz Koch, Heinz Kotzlowski, Jean-Louis Lizon, Antonio Longinotti, Guy Monnet, Luca Pasquini, Javier Reyes, Gero Rupprecht, Jakob Vinther, Andreas Wicenec, Gerd Wieland.

Historique[modifier | modifier le code]

Origine du projet (1998-2003)[modifier | modifier le code]

Le projet HARPS naît le [9] avec la publication d'un appel à projets (announcement of opportunity) de l'Observatoire européen austral (ESO) portant sur la définition, la conception, la fabrication, l'installation et la mise en service d'un instrument dédié à la détection de planètes extrasolaires (exoplanètes) et d'une précision d'un mètre par seconde[8], contre trois mètres par seconde pour le HIRES, alors le plus performant[10].

En réponse à la demande de l'ESO, un consortium est constitué. Il comprend, l'observatoire de Genève, qui en est l'initiateur, l'Institut de physique de l'université de Berne, l'observatoire de Haute-Provence (OHP) et le service d'aéronomie du Centre national de la recherche scientifique (CNRS)[8]. Le projet est lancé en [E 1].

L'accord entre l'ESO et le consortium est signé en [11], après un examen préliminaire de la conception intervenu en [E 1]. Aux termes de cet accord, le consortium porte le coût pour le spectrographe et tous ses composants tandis que l'ESO fournit l'interface (Cassegrain fibre adapter) du spectrographe avec le télescope, la connexion par fibres, la pièce dédiée au spectrographe dans le bâtiment hébergeant le télescope et le système de détecteurs complet[11]. En contrepartie, le consortium se verra allouer un temps garanti d'observations de cent nuits par an pour une période de cinq ans à compter de l'acceptation provisoire de l'instrument[11].

L'examen final a lieu en [E 1]. L'acceptation préliminaire a lieu en [E 1]. En , HARPS est installé par le consortium sur le télescope de 3,6 mètres de l'ESO à La Silla au Chili[8],[E 1].

Mise en service et premières découvertes (2003)[modifier | modifier le code]

Le premier commissioning de HARPS a lieu au mois de [E 1]. HARPS reçoit sa première lumière le [8] lors de la première nuit de tests[12]. L'étoile HD 100623 est le premier objet observé[12].

Le premier appel à candidatures est lancé en pour la période 72 commençant au de la même année[E 1]. En a lieu un second commissioning de l'instrument[E 1].

L'instrument est offert à la communauté le [E 1]. En , le premier candidat planétaire de HARPS est annoncé, à savoir HD 330075 b.

Nouvelles installations ou remplacements (depuis 2003)[modifier | modifier le code]

Fibre EGGS (octobre 2006)[modifier | modifier le code]

Article principal : section « Fibres ».

Depuis octobre 2006, en plus du mode haute précision (high accuracy mode en anglais, en abrégé HAM), le mode haute efficacité (high efficiency mode), surnommé EGGS (littéralement « œufs », par jeu de mots avec ham qui signifie « jambon ») est disponible[M 2].

Nouvelle lampe pour plages lumineuses uniformes (août 2008)[modifier | modifier le code]

Le , une nouvelle lampe pour plages lumineuses uniformes (flat field en anglais), avec filtres, est installée. Celle-ci permet d'avoir un spectre plus uniforme sur l'intervalle de longueurs d'onde couvert par HARPS.

Spectropolarimètre (février 2010)[modifier | modifier le code]

Article principal : section « Polarimètre ».

En , un spectropolarimètre est installé sur HARPS.

Installation du peigne de fréquences laser (2012-mai 2015)[modifier | modifier le code]

Portion du spectre d'une étoile obtenu grâce à HARPS. Les lignes continues correspondent à la lumière de l'étoile, les raies sombres correspondant aux raies d'absorption des éléments chimiques de l'étoile. Les taches lumineuses régulièrement espacées juste au-dessus des lignes continues sont le spectre du peigne de fréquences laser utilisé pour comparaison. Note : sur cette image, les couleurs sont là à simple titre d'illustration, le spectre visible s'étendant sur un plus grand nombre d'ordres et le changement de couleur étant donc beaucoup plus subtile qu'ici représenté.

En , un peigne de fréquences laser (en) (en anglais laser frequency comb) est installé sur HARPS[13]. L'extrême stabilité de cette source de lumière doit permettre de faire des observations d'une précision inatteignable jusqu'alors. Cet outil doit aider à détecter des planètes de type terrestre dans la zone habitable de leur étoile.

Lors d'une mission d'observations de test, une équipe de scientifique de l'ESO, de l'Institut Max-Planck d'optique quantique (MPQ, à Garching, en Allemagne) et de l'Institut d'astrophysique des Canaries (IAC, à Tenerife, en Espagne), dirigée par Tobias Wilken (chercheur au MPQ), a mesuré qu'ils obtenaient une précision au moins quatre fois plus grande avec le peigne de fréquences laser qu'avec les lampes à cathode creuse utilisées jusque-là. Ils ont observé l'étoile HD 75289 et ont obtenu des résultats cohérents avec les résultats antérieurs, montrant la robustesse de cet outils pour la génération suivante de spectrographes. Le peigne de fréquence testé était un prototype d'un système développé par une collaboration entre l'ESO, le MPQ, Menlo Systems GmbH (en Allemagne), l'IAC et l'université fédérale du Rio Grande do Norte au Brésil. Une précision de l'ordre de centimètres par seconde est attendue avec ce système, ouvrant la voie à la détection de planètes de type terrestre dans la zone habitable de leur étoile.

En , le nouveau peigne est validé[14].

Remplacement des fibres circulaires par des fibres octogonales (mai 2015)[modifier | modifier le code]

Article principal : section « Fibres ».

Fin , les fibres à section circulaire qui transportent la lumière dans HARPS sont remplacées par des fibres à section octogonale de taille équivalente, plus récentes. Ces nouvelles fibres doivent notamment permettre d'avoir une illumination plus homogène et donc de réduire l'effet d'un léger décentrage.

Pour effectuer ce remplacement, la cuve à vide contenant le spectrographe a dû être ouverte ; cette ouverture est la première depuis la mise en service de HARPS. À cette occasion, la mise au point a été réajustée afin d'éliminer le léger flou sur les images (ce qui se traduit notamment par un élargissement des raies) qui était apparu au fil du temps à cause d'une légère dérive[15].

Missions[modifier | modifier le code]

HARPS est un spectrographe ; son rôle est donc de faire de la spectroscopie. Les spectres obtenus grâce à HARPS servent avant tout à chercher des planètes par la méthode des vitesses radiales. Ce faisant, seule une faible portion de l'information contenue dans le spectre est exploitée : seulement le décalage Doppler de ce spectre. Cependant, plusieurs autres informations peuvent être extraites de ces spectres, informations concernant l'étoile observée mais également certaines propriétés des planètes qui orbitent autour : vitesse de rotation de l'étoile par exemple (élargissement des raies) ; composition chimique de l'atmosphère (lors d'un transit) ou température de certaines planètes par exemple. Par ailleurs, HARPS est également utilisé pour faire de l'astérosismologie.

Performances[modifier | modifier le code]

Une nuit (neuf heures) d'observations avec le spectrographe HARPS pendant le commissioning de l'instrument, démontrant la très grande stabilité de celui-ci. La dérive de l'instrument est déterminée en calculant la position exacte de raies d'émission du thorium. En neuf heures, la dérive est de l'ordre de mètre par seconde ; elle est mesurée avec une précision de 20 centimètres par seconde.

Pour une étoile de type spectral G2V (étoile de type solaire) de magnitude apparente 6 dans le visible, HARPS permet d'obtenir un rapport signal sur bruit de 110 par pixel à une longueur d'onde de 550 nanomètres (vert) en 1 minute d'intégration (valeur pour un seeing de seconde d'arc et une masse d'air de 1,2)[E 1]. En utilisant la méthode de référence par thorium simultané, ce rapport signal sur bruit permet de déterminer les vitesses radiales avec un bruit de photons (en) d'environ 0,90 mètre par seconde[E 1]. En prenant en compte les incertitudes dues au guidage, à la mise au point et à l'instrument lui-même, HARPS parvient à une précision globale d'environ 1 mètre par seconde en moyenne quadratique pour des étoiles plus froides que celles de type spectral G et pour les étoiles à rotation lente (v sin(i) < 2 km/s)[E 1].

HARPS demeure ainsi toujours, en 2014, le spectrographe dédié à la recherche de planètes le plus sensible au monde : il permet de détecter des amplitudes de variation de vitesse de l'ordre de 1 mètre par seconde[5],[16]. Sa stabilité à long terme est également de cet ordre de grandeur.

Concrètement, autour d'une étoile de type solaire, ce spectrographe permet de détecter une planète de la masse de la Terre à quelques jours de période (par exemple Alpha Centauri Bb, dont la masse minimale dépasse de seulement 10 % la masse de la Terre et dont la période de révolution est de 4 jours, soit une demi-amplitude du mouvement de son étoile de seulement 0,51 mètre par seconde), une planète dix fois plus massive jusqu'à environ 2000 jours (~ 6 ans) de période / 4 unités astronomiques de distance, et pourrait permettre de trouver une planète 20 fois plus massive jusqu'à environ 5000 jours (~15 ans) / 6 unités astronomiques. Des planètes plus massives pourraient être trouvées encore plus loin (la sensibilité de HARPS correspond à un Jupiter à ~ 90 ans de période / 20 ua de distance) ; cependant c'est alors l'intervalle de temps couvert qui devient limitant, lequel est actuellement de douze ans pour HARPS. Pour des objets de période sensiblement plus grande, seule une tendance peut être détectée. Ainsi, peu de planètes ayant une période supérieure à dix ans ont pour le moment été détectées, souvent avec des incertitudes importantes ou seulement des estimations minimales sur la masse et la période.

Historique des découvertes effectuées grâce à HARPS[modifier | modifier le code]

Vues d'artistes rassemblant une décennies de découverte par HARPS.
Animation présentant le système planétaire HD 10180.

En douze ans, depuis 2003, HARPS a permis de découvrir plus d'une centaine de planètes, d'en confirmer nombre d'autres mais aussi de remettre en cause l'existence de certains objets annoncés par d'autres équipes.

HARPS a permis de découvrir, entre autres, en , μ Arae c, la première super-Terre[17] ; en , HD 69830 b, HD 69830 c et HD 69830 d[18], le triplet de planètes de masse neptunienne surnommé le « Trident de Neptune »[19] ; en , Gliese 581 d, la première super-Terre située dans la zone habitable d'une petite étoile[20] ; en , Gliese 581 e, la plus légère des exoplanètes jamais détectées autour d'une étoile normale jusqu'alors (1,7 masse terrestre)[21] ; en , α Centauri Bb, l'exoplanète la plus proche de la Terre (4,37 années-lumière), désormais de la masse minimale la plus faible détectée par vitesse radiale (tout juste 10 % supérieure à la masse de la Terre), et correspondant au plus faible signal planétaire jamais détecté par la méthode des vitesses radiale (51 centimètres par seconde de demi-amplitude)[22].

HARPS a permis de confirmer, entre autres, en , la nature de planète tellurique de CoRoT-7 b[23].

En , 51 Pegasi b, première exoplanète découverte autour d'une étoile de la séquence principale et prototype des Jupiter chauds, devient, grâce à HARPS, la première exoplanète dont le spectre de la lumière visible réfléchie a été directement détecté[24].

Notes et références[modifier | modifier le code]

Notes[modifier | modifier le code]

  1. Le spectrographe ESPRESSO, prévu pour et qui sera installé sur le Very Large Telescope, devrait devenir l'instrument le plus précis une fois installé :

Références[modifier | modifier le code]

  1. a, b, c, d, e, f, g, h, i, j, k, l, m, n, o, p, q, r, s, t, u, v, w, x, y, z, aa, ab, ac, ad, ae, af, ag, ah, ai et aj HARPS: The Planet Hunter (Overview).
  2. a, b, c, d, e, f, g et h Instrument Description.
  3. The HARPS Team.
  • En particulier, information tirées du manuel d'utilisation de HARPS : HARPS User Manual, version 2.0 (dernière version publiée), ESO, 21 février 2010.
  1. a, b, c, d, e, f, g, h et i Chapitre 2 « HARPS Characteristics», section 2.1 « Instrument Overview », pages 4 et 5.
  2. Chapitre 9 « HARPS high efficiency mode: EGGS », pages 50 et 51.
  • Autres références :
  1. a, b, c, d, e, f, g, h, i, j, k, l, m, n et o World's Most Precise Stellar Spectrograph Gets Polarised Vision [Le spectrographe le plus précis au monde obtient la vision polarisée], annonce 1005 de l'ESO.
  2. a, b et c (en) Christophe Lovis et Francesco Pepe, « A new list of thorium and argon spectral lines in the visible » [« Une nouvelle liste de raies spectrales du thorium et de l'argon dans le visible »], A&A, vol. 468, no 3,‎ , p. 1115-1121 (DOI 10.1051/0004-6361:20077249, Bibcode 2007A&A...468.1115L, arXiv astro-ph/0703412, résumé, lire en ligne [PDF]).
  3. (en) Tobias Wilken, Christophe Lovis, Antonio Manescau et al., « High-precision calibration of spectrographs » [« Étalonnage de haute précision de spectrographes »], MNRAS, vol. 405, no 1,‎ , p. L16-L20 (DOI 10.1111/j.1745-3933.2010.00850.x, Bibcode 2010MNRAS.405L..16W, résumé, lire en ligne [PDF]).
  4. Molaro, P., Esposito, M., Monai, S., et al., "A frequency comb calibrated solar atlas", 2013, A&A, 560, A61 (PDF)
  5. a et b (en) Adrien Coffinet et al., « Spectrograph long term stability and the prospect to detect planets at large separations » [« De la stabilité à long terme des spectrographes et de la perspective de détecter des planètes à de grandes séparations »], European Week of Astronomy and Space Science, 30 June - 4 July 2014, Geneva, Switzerland (conférence),‎ (résumé).
    Les coauteurs sont, outre Adrien Coffinet : Christophe Lovis et Francesco Pepe.
    Voir aussi le poster [PNG] (consulté le 5 juin 2015).
  6. Atlas of the Thorium spectrum, Byron A. Palmer et Rolf Engleman, LA, Los Alamos: National Laboratory, 1983.
  7. The spectrum of thorium from 250 nm to 5500 nm: Ritz wavelengths and optimized energy levels, Stephen L. Redman, Gillian Nave et Craig J. Sansonetti, The Astrophysical Journal Supplement Series, 211:4 (12pp), mars 2014.
  8. a, b, c, d et e (en) Michel Mayor et al., « Setting new standards with HARPS » [« Établir de nouvelles normes avec HARPS »], The Messenger, no 114,‎ , p. 20-24 (Bibcode 2003Msngr.114...20M, lire en ligne [PDF]).
  9. Dominique Kholer et al., « HARPS : Un spectrographe dédié à la recherche d'exo-planètes pour le 3m60 de l'ESO », La Lettre de l'OHP, no 19,‎ , p. 8-9 (lire en ligne [PDF])
  10. Service de communication de l'université de Genève, « Les mondes selon Harps », Campus, no 119,‎ , dossier no 6 (lire en ligne [html]).
  11. a, b et c (en) Francesco Pepe et al., « HARPS: ESO's coming planet searcher. Chasing exoplanets with the La Silla 3.6-m telescope », The Messenger, no 110,‎ , p. 9-14 (Bibcode 2002Msngr.110....9P, lire en ligne [[GIF]]).
  12. a et b (en) Didier Queloz et Gero Rupprecht, « "First light" for HARPS at La Silla: Advanced planet-hunting spectrograph passes first tests with flying colours » [« « Première lumière » de HARPS à La Silla : le spectrographe chasseur de planètes avancé réussis les premiers essais avec brio »] [html], sur Observatoire européen austral,‎ communiqué de presse institutionnel no eso0308 du (consulté le 12 mai 2015).
  13. (en) Gaspare Lo Curto et Tobias Wilken, « Nobel Prize-Winning Laser Technology to Help Find Earth-like Planets » [« La technologie laser vainqueur du prix Nobel va aider à trouver des planètes comme la Terre »] [html], sur Observatoire européen austral,‎ annonce no 12037 du (consulté le 26 mai 2015).
  14. « Le peigne de fréquence optique de HARPS validé : Une nouvelle étape vers la découverte d'autres Terres », annonce no 15037 [html], sur observatoire européen austral,‎ (consulté le 12 juin 2015).
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  16. (en) Adrien Coffinet et al., « Spectrograph calibration: the way toward Earth-twin detection », Towards Other Earths II: The Star-Planet Connection, 15-19 September 2014, Porto, Portugal (conférence),‎ .
    Les coauteurs sont, outre Adrien Coffinet : Christophe Lovis et Francesco Pepe.
    Voir aussi le poster [PNG] (consulté le 5 juin 2015).
  17. (en) Nuno C. Santos et al., « Fourteen times the Earth: ESO HARPS instrument discovers smallest ever extra-solar planet » [« Quatorze fois la Terre : l'instrument HARPS de l'ESO découvre la plus petite planète extrasolaire à ce jour »] [html], sur Observatoire européen austral,‎ communiqué de presse scientifique no eso0427 du (consulté le 8 mai 2015).
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  19. Delphine Kaczmarek et al., « Le trident de Neptune : découverte de trois nouvelles exoplanètes », communiqué de presse no 863 [html], sur Centre national de la recherche scientifique,‎ (consulté le 12 juin 2015).
  20. (en) Stéphane Udry et al., « Astronomers find first Earth-like planet in habitable zone: The dwarf carried other worlds too! » [html], sur Observatoire européen austral,‎ communiqué de presse scientifique no eso0722 du (consulté le 11 mai 2015).
  21. (en) Michel Mayor et al., « Lightest exoplanet yet discovered » [« La planète la plus légère découverte à ce jour »] [html], sur Observatoire européen austral,‎ communiqué de presse scientifique no eso0915 du (consulté le 26 mai 2015).
  22. Nicolas Cretton et al., « Découverte d’une planète dans le système stellaire le plus proche de la Terre : L'instrument HARPS de l'ESO découvre une exoplanète dont la masse est proche de celle de la Terre en orbite autour d'Alpha du Centaure B » [html], sur Observatoire européen austral,‎ communiqué de presse scientifique no eso1241 du (consulté le 29 mai 2015).
  23. Martin Steinacher et al., « La masse et la densité de la plus petite exoplanète connue enfin déterminée : elle est rocheuse ! » [html], sur Observatoire européen austral,‎ communiqué de presse scientifique no eso0933 du (consulté le 29 mai 2015).
  24. Thierry Botti et al., « Premier spectre d'une exoplanète dans le domaine visible » [html], sur Observatoire européen austral,‎ communiqué de presse scientifique no eso1517 du (consulté le 29 mai 2015).

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