Transits, éclipses et occultations : une mine pour l’astrophysique

Les éclipses solaires font toujours l’objet de campagnes d’observation, parfois en terre lointaine, par des astronomes en quête d’une meilleure compréhension des phénomènes de physique solaire associés à la couronne de notre étoile. Mais dans le passé, elles ont aussi permis bien d’autres découvertes. Aujourd’hui, l’observation des éclipses, des occultations stellaires et des transits exoplanétaires continue d’améliorer nos connaissances du Système solaire et au-delà.

Dans le langage courant, on appelle éclipse de Soleil (fig. 1) le passage, vu de la Terre, de la Lune devant le Soleil, et on appelle éclipse de Lune (fig. 2) le passage de la Lune dans l’ombre de la Terre. Plus précisément, dans le Système solaire, un astre est éclipsé si la lumière solaire qu’il reçoit est masquée (totalement ou partiellement) par un autre astre passant entre lui et le Soleil. L’appellation d’éclipse de Lune est donc correcte, mais pas celle d’éclipse de Soleil : il s’agit en fait d’une occultation, vue de la Terre, du Soleil par la Lune ; on devrait donc parler d’éclipse de Terre. Dans le cas du passage d’une planète (Vénus ou Mercure) devant le Soleil, très petite par rapport à celui-ci, on parle de transit.

Les éclipses et l’Histoire
Connues depuis l’Antiquité et prédites depuis les travaux d’Hipparque et de Ptolémée, au i^er siècle de notre ère, les éclipses de Soleil (au sens habituel du terme) ont été à plusieurs reprises utilisées à des fins astrophysiques. L’éclipse solaire du 18 août 1868 permit aux astronomes Jules Janssen et Norman Lockyer d’identifier un nouvel élément, l’hélium, dans le spectre des protubérances solaires. L’éclipse du 29 mai 1919 eut une importance historique, grâce à l’observation réalisée en Afrique par l’astrophysicien Arthur Eddington : en mesurant précisément la position des étoiles voisines lors de l’éclipse (fig. 3), il put mettre en évidence la déviation de la lumière due à la masse du Soleil et confirmer ainsi la théorie de la relativité énoncée précédemment par Einstein et de Sitter [1].

Les transits planétaires devant le Soleil ont eu, eux aussi, d’importantes implications pour notre connaissance du Système solaire. Au xvii^e siècle, les distances héliocentriques des différentes planètes étaient connues par rapport à la distance Soleil-Terre (l’unité astronomique), mais cette grandeur n’était pas connue. Or, en mesurant avec précision l’heure du début et de la fin du transit depuis deux points très éloignés de la Terre, il est possible de déterminer la distance Vénus-Terre et donc l’unité astronomique (fig. 4). Les transits de Vénus sont très rares : ils se produisent par paires séparées de huit ans, elles-mêmes séparées par une période de plus de cent ans… Les transits de 1761 et 1769 furent l’occasion de multiples campagnes aux quatre coins du globe par des scientifiques intrépides, plus ou moins chanceux ou malchanceux. En 1771, l’astronome Jérôme Lalande, regroupant l’ensemble des résultats, établit pour l’unité astronomique la valeur de 153 millions de kilomètres, ce qui correspond à un écart de 2 % par rapport à la valeur actuelle.

L’observation du transit de Vénus par l’astronome russe Mikhaïl Lomonossov à Saint-Pétersbourg en 1761 fut l’occasion d’une autre découverte : à partir de l’observation d’un halo de lumière autour de Vénus juste avant le contact, dû à la réfraction des rayons solaires, il conclut que la planète devait être entourée d’une atmosphère dense, au moins aussi dense que celle de la Terre.

Connues depuis la découverte par Galilée des quatre principaux satellites de Jupiter en 1610, les fréquentes éclipses de ces satellites passant dans le cône d’ombre de Jupiter, vues au même instant depuis tous les points du globe, permettent de déterminer les longitudes. C’est bien la raison pour laquelle, en 1667, Louis XIV et Colbert ont fondé l’Observatoire de Paris, en demandant à Jean-Dominique Cassini, son premier directeur, d’améliorer les éphémérides des satellites galiléens. C’est ainsi qu’ont été mesurées les longitudes de nombreuses villes de France et d’Europe (fig. 5). Après plusieurs décennies d’efforts, la carte de France est présentée au roi Louis XV en 1756 par Cassini III, petit-fils de Jean-Dominique Cassini. L’observation des satellites galiléens a une autre importance capitale : elle permet de montrer que la vitesse de la lumière est finie. Les observateurs notent des retards ou avances des éclipses, s’ils les comparent aux éphémérides : les retards interviennent quand Jupiter s’éloigne de la Terre, car la lumière solaire réfléchie par Jupiter met plus de temps à atteindre la Terre. Jean-Dominique Cassini est le premier à mettre en évidence cet écart dans le cas du satellite Io, mais pas pour les autres, et renonce de ce fait à annoncer cette découverte. En fait, c’est l’attraction mutuelle des satellites de Jupiter qui perturbe le mouvement des autres galiléens, ce que Cassini ignore à l’époque… C’est Olaus Rømer qui, en 1676, annonce que la lumière met 22 minutes à parcourir une distance égale au diamètre de l’orbite terrestre ; il en déduit une vitesse de 220 000 km/s (mais le système métrique n’existe pas à l’époque !). La valeur estimée actuellement est de 300 000 km/s.

De nos jours, les phénomènes d’occultations et d’éclipses mutuelles entre les satellites galiléens continuent de faire l’objet de campagnes d’observation régulières. Tous les six ans, à l’occasion du passage de la Terre dans le plan équatorial de Jupiter, il est possible d’observer les éclipses et les occultations entre les satellites galiléens (fig. 6) : c’est ce que l’on appelle les PHEMU (phénomènes mutuels). L’objectif est cette fois astrométrique : il s’agit d’améliorer le plus possible la précision sur les orbites des satellites, dans le but de mieux comprendre les scénarios de formation et d’évolution de ce système solaire en miniature. L’observation des phénomènes mutuels produit une précision comparable à celle des sondes spatiales, mais celles-ci ont une durée de vie éphémère ; c’est pourquoi les campagnes PHEMU ont une portée internationale qui mobilise à la fois les astronomes amateurs et professionnels [2].

Dès le xviii^e siècle, l’étude des étoiles doubles
Dans le scénario classique de formation stellaire, de nombreuses étoiles naissent en groupe, ou par paire. Dans ce dernier cas, les deux étoiles tournent autour du centre de gravité du système. Si la ligne de visée de l’observateur terrestre est suffisamment proche du plan orbital du système, on observe une occultation chaque fois qu’une étoile passe devant l’autre : on parle de binaire à éclipses. La première étoile binaire à éclipses mise en évidence fut β Persei (Algol), dès la fin du xviii^e siècle. La courbe de lumière d’une binaire à éclipses telle qu’Algol se caractérise par un continu constant (la somme des luminosités des deux composantes), entrecoupé de chutes de signal périodiques correspondant au passage d’une étoile devant l’autre. Dans d’autres cas, les étoiles peuvent être suffisamment proches pour entraîner une déformation gravitationnelle ou même venir en contact l’une de l’autre, ce qui se traduit par une courbe de lumière arrondie.

L’étude de la courbe de lumière donne des informations sur la période orbitale du système binaire et sur les dimensions relatives des deux composantes ; si l’on peut mesurer le spectre du système binaire, on peut déduire de l’effet Doppler observé la vitesse radiale des deux composantes, et en extraire des informations supplémentaires sur leur masse et leurs paramètres orbitaux. C’est la raison pour laquelle les binaires à éclipses restent aujourd’hui encore des objets privilégiés d’étude pour les astronomes amateurs et professionnels.

Le Système solaire vu par le biais des occultations stellaires
Lorsqu’un objet du Système solaire (planète, satellite, astéroïde) passe devant une étoile, il occulte pendant son passage la lumière de celle-ci [3]. Si l’on mesure très précisément le début (immersion) et la fin (émersion) du phénomène, on obtient une information sur la dimension de l’objet (sa distance à l’observateur étant connue). Si plusieurs observations sont réalisées en des lieux de latitudes différentes, on peut préciser la forme de l’objet (sphérique s’il est gros ou irrégulier s’il s’agit d’un petit astéroïde). Entre 1985 et 1990, la Terre est passée dans le plan de l’orbite de Charon, le plus gros satellite de Pluton ; le couple Pluton-Charon a pu être étudié en détail grâce à l’observation de ses occultations mutuelles qui a conduit à une détermination précise de la masse totale du système et une estimation du diamètre de chaque objet.

Si l’astre observé est entouré d’un anneau, celui-ci peut être mis en évidence par une extinction brève de la lumière de l’étoile, avant et après le moment de l’occultation. C’est ainsi que les anneaux d’Uranus et de Neptune ont été découverts, en 1977 et 1984 respectivement, avant leur survol par la sonde Voyager 2. Plus récemment, des anneaux ont été découverts autour d’astéroïdes lointains, centaures et transneptuniens. L’existence inattendue de ces anneaux pose de nouveaux problèmes aux théoriciens, qui doivent revisiter les modèles de dynamique pour rendre compte de leur existence.

Lorsque l’objet occulteur est entouré d’une atmosphère, la courbe de lumière est différente. À mesure que le bord de l’objet passe devant l’étoile (immersion), la lumière stellaire est réfractée par l’atmosphère, ce qui se traduit par une diminution progressive de son éclat. Le phénomène inverse se produit à l’émersion. L’étude de la courbe de lumière donne alors une information sur la masse moléculaire du gaz atmosphérique : s’il s’agit d’un gaz léger (comme l’hydrogène des planètes géantes, dont la masse moléculaire est 2), l’atmosphère est très étendue et la pente de la courbe est faible. S’il s’agit d’un gaz lourd (comme le dioxyde de carbone, de masse moléculaire 44), la chute du signal à l’immersion est plus rapide. Dans le cas où le centre de l’objet occulteur passe exactement devant l’étoile, on peut observer à cet instant un flash central, l’objet se comportant comme une lentille (fig. 7). La première occultation stellaire par Jupiter a été observée en 1952 ; les observations de ce type se sont multipliées depuis cette date et ont largement contribué à l’étude de l’atmosphère des planètes et de Titan, Triton et Pluton. Comme les observations PHEMU, les campagnes d’observation s’organisent au sein de larges réseaux d’astronomes amateurs et professionnels qui se déplacent aux quatre coins du globe.

Au-delà du Système solaire… transits et occultations des exoplanètes
Les transits planétaires ont été observés depuis le xvii^e siècle ; nous avons vu qu’ils ont été utilisés, en particulier, pour mesurer l’unité astronomique. Avec la recherche des exoplanètes, l’observation des transits planétaires est devenue l’une de leurs principales méthodes de détection.

C’est en 1995 que Michel Mayor et Didier Queloz, de l’Observatoire de Genève, ont détecté la première exoplanète en orbite autour d’une étoile de type solaire, 51 Peg b. La méthode utilisée, dite des « vitesses radiales », consiste à mesurer la perturbation périodique du mouvement de l’étoile générée par la présence de la planète. Quatre ans plus tard, une nouvelle méthode voit le jour. L’astronome canadien David Charbonneau annonce la détection d’une exoplanète géante en transit devant son étoile : elle porte le nom barbare de HD 209458 b. Comme 51 Peg b, il s’agit d’un « Jupiter chaud ». C’est la baisse périodique du signal stellaire (de l’ordre de 1 %, comparable à ce que serait la baisse du signal du Soleil dans le cas d’un transit par Jupiter) lors du passage de la planète qui a permis sa détection. Comme la planète est proche de son étoile, le transit se produit tous les 3 à 4 jours, ce qui permet une confirmation rapide. Très vite, les découvertes se multiplient. Les mesures réalisées depuis les télescopes terrestres permettent en effet d’atteindre une précision photométrique meilleure que 1 %, ce qui permet l’exploration depuis le sol des « Jupiters chauds », ces exoplanètes géantes très proches de leur étoile mises en évidence par la méthode des vitesses radiales.

Très vite, les astronomes rêvent de détecter des exoplanètes plus petites, qui pourraient présenter des analogies avec la Terre. La question sous-jacente est, bien sûr, celle d’une éventuelle vie extraterrestre… Mais dans le cas d’un transit équivalent à celui de la Terre devant le Soleil, la baisse de signal n’est que de 0,01 %… ce qui est trop faible pour être détectable depuis la Terre. Pour obtenir cette précision photométrique, il faut aller dans l’espace. La première mission spatiale dédiée à la recherche des exoplanètes est le satellite français CoRoT, lancé en 2006 et opérationnel en orbite terrestre jusqu’en 2012. Tout en étudiant la structure interne des étoiles par la mesure de leurs oscillations, CoRoT a détecté plusieurs dizaines d’exoplanètes, mettant ainsi déjà en lumière leur extrême diversité. En 2009, la Nasa lance le télescope spatial Kepler, en orbite héliocentrique et opérationnel jusqu’en 2013, puis, sous une forme dégradée (K2), jusqu’en 2019. Plus performantes que CoRoT, les missions Kepler et K2 ont engrangé une moisson impressionnante, avec plus de 3 000 exoplanètes découvertes à leur actif [4].

Exoplanètes : de la découverte à l’analyse des atmosphères
Si une exoplanète est dotée d’une atmosphère dense, lors d’un transit, cette atmosphère est vue en transmission devant la lumière de l’étoile. Le spectre de l’étoile pendant le transit contient donc une information sur la composition de l’atmosphère planétaire. Cette information peut être extraite par différence entre le spectre de l’étoile mesuré en dehors du transit (juste avant ou après celui-ci) et le spectre mesuré en transit.

Dès le début des années 2000, les premières mesures spectroscopiques ont été réalisées dans le domaine visible par le télescope spatial Hubble (HST). On a ainsi découvert les atomes H, O, C et S dans l’exoplanète HD 209458 b. Un peu plus tard, à partir de 2005, les molécules H₂O, CH₄, NH₃ et CO ont été détectées dans l’infrarouge proche par le HST et par le satellite infrarouge américain Spitzer (fig. 8). Vingt ans plus tard, avec la mise en service du télescope spatial James-Webb (JWST) lancé en décembre 2021, la liste des molécules détectées s’est allongée avec H₂, HCN, CO₂, SO₂, H₂S, PH₃… Pour les exoplanètes de moins d’une vingtaine de masses terrestres, il est important de déterminer leur composition atmosphérique pour en déduire leur nature (super-Terres dotées d’une atmosphère riche en N₂, H₂O ou CO₂, ou mini-Neptunes entourées d’une atmosphère d’hydrogène).

Transits et occultations des exoplanètes : des informations différentes
Lorsqu’une exoplanète passe en transit devant son étoile hôte, son atmosphère est vue sous la forme d’un anneau éclairé à l’arrière par la lumière de l’étoile (fig. 9). Les molécules présentes dans l’atmosphère montrent des raies spectrales en absorption devant la lumière stellaire. L’atmosphère est observée au terminateur, c’est-à-dire au passage jour-nuit, à 6 heures et 18 heures en heure locale.

Une autre observation est possible lorsque l’exoplanète passe derrière l’étoile. Dans ce cas, on observe également une baisse de signal, mais celle-ci est de nature différente de celle du transit (et généralement plus faible) : elle correspond à la lumière émise par l’exoplanète elle-même. Celle-ci peut être détectée dans l’infrarouge et donne une mesure de la température de l’exoplanète (celle-ci peut dépasser 1 000 K dans le cas des Jupiters chauds). Il s’agit donc cette fois d’une détection directe. Les signatures spectrales des molécules de l’atmosphère planétaire peuvent alors apparaître en émission ou en absorption, selon la température de la région atmosphérique d’où elles proviennent (fig. 10). Le domaine infrarouge moyen est favorable à ce type d’observations, car le rapport entre le flux de la planète (supposée entre 1 000 et 2 000 K dans le cas d’un Jupiter chaud) et celui de l’étoile hôte (supposée à 4 000 ou 5 000 K) augmente avec la longueur d’onde. L’instrument MIRI du JWST qui fonctionne jusqu’à 28 μm a apporté une très grande contribution à cette étude.

 

Une autre façon de détecter les exoplanètes : les microlentilles gravitationnelles
Toujours dans le domaine des exoplanètes, mentionnons enfin que la technique d’occultation a permis une autre méthode de détection : les microlentilles gravitationnelles. De quoi s’agit-il ? Lorsqu’une étoile proche, vue par un observateur terrestre, passe devant la ligne de visée d’une étoile très éloignée, son champ de gravité courbe les rayons lumineux émis par l’objet lointain, ce qui se traduit par une amplification de la lumière reçue. Si l’étoile proche est dotée d’une planète et si celle-ci passe aussi devant l’étoile lointaine, il se produit également une brève augmentation de la lumière (fig. 11). Plusieurs centaines de planètes ont été détectées par cette méthode, dont la limitation tient au caractère fortuit et non reproductible de l’événement.

Les expériences d’occultation à bord de sondes spatiales
Dans tout ce qui précède, nous avons considéré les observations depuis la Terre ou depuis l’environnement terrestre. Le phénomène d’occultation a aussi été exploité depuis les sondes spatiales dès les premières missions d’exploration planétaire, dans des contextes très divers : occultations solaires ou stellaires dans l’ultraviolet ou l’infrarouge, ou radio-occultations à partir d’un émetteur placé sur la sonde.

La spectroscopie dans l’ultraviolet par occultation stellaire a été utilisée dès les années 1970 dans les sondes martiennes et les sondes Voyager 1 et 2. Comme la source de lumière (le Soleil) est très brillante et étendue, il est possible d’observer l’évolution du spectre solaire à mesure que le Soleil passe derrière la planète, traversant des couches de plus en plus denses de l’atmosphère. Dans le cas de Jupiter et de Saturne, on a pu ainsi remonter aux distributions verticales de H₂, CH₄ et C₂H₂ dans la stratosphère de ces planètes. Dans le cas des missions Venus Express et Trace Gas Orbiter, les expériences SOIR (Solar Occultation in the InfraRed Instrument) et NOMAD (Nadir and Occultation for MArs Discovery) ont permis de mesurer par occultation solaire les spectres infrarouges de Vénus et de Mars respectivement.

La technique d’occultation dans le domaine radio est différente. Un émetteur radio placé sur la sonde émet vers la Terre des signaux dans des bandes spectrales bien définies (bande S et bande X, à des longueurs d’onde respectives de 13,5 cm et 3,5 cm). Quand la sonde, vue de la Terre, se déplace derrière la planète, les signaux traversent l’atmosphère de celle-ci, ce qui permet de déterminer la pression et la température en fonction de l’altitude. Les expériences de radio-occultation ont été réalisées avec succès sur toutes les planètes depuis le début de l’ère spatiale. Un exemple récent nous a été fourni par la sonde américaine New Horizons lors de son exploration du système de Pluton en 2015 : en l’espace de deux heures, l’expérience de radio-occultation a observé les occultations du Soleil puis de la Terre par Pluton puis par Charon. Ces mesures ont permis de déterminer la masse et la température des deux corps, ainsi que la composition atmosphérique de Pluton (fig. 12).

Vers toujours plus de précision
En conclusion, les observations des éclipses, transits et occultations nous ont beaucoup appris et ont encore beaucoup à nous apprendre. L’étude des objets lointains du Système solaire (centaures et transneptuniens) – qui mobilise des communautés internationales d’astronomes amateurs et professionnels – a connu une nouvelle impulsion grâce au catalogue stellaire DR3 de la mission astrométrique Gaia. Ce nouveau catalogue, publié en 2022, a considérablement amélioré la précision de la position des étoiles, une donnée indispensable pour prévoir et planifier les observations d’occultations stellaires. Dans le domaine des exoplanètes qui transitent devant (ou derrière) leur étoile, les observations réalisées dans l’infrarouge par les instruments du JWST permettent d’explorer l’atmosphère d’un nombre toujours croissant de cibles, l’espoir ultime étant de découvrir un jour des « biomarqueurs », ces molécules – telles que l’ozone – qui pourraient suggérer la présence possible de vie.

Article écrit par :
Thérèse ENCRENAZ | Observatoire de Paris-PSL

Notes

1. Berçu J.-C., l’Astronomie, août 2019, et Vilain C., l’Astronomie, septembre 2019.
2. Arlot J.-E., « Observer les phénomènes mutuels des satellites de Jupiter de mars à novembre 2021 », Cahiers Clairaut, 173, printemps 2021.
3. Encrenaz T., « L’exploration du Système solaire lointain par les occultations stellaires », l’Astronomie, 186, octobre 2024.
4. Encyclopedia of Exoplanetary Systems (exoplanet.eu). Cette base de données hébergée à l’Observatoire de Paris et mise à jour quotidiennement recense l’ensemble des systèmes exoplanétaires découverts par les astronomes professionnels, ainsi que toute la bibliographie associée.