Comprendre le phénomène

Parmi les corps du Système solaire de taille importante, seules la Lune, et les planètes Mercure et Vénus peuvent passer devant le Soleil pour un observateur terrestre. Si, dans le cas de la Lune, le phénomène (éclipse de Soleil) est courant, il n'en est pas de même pour Mercure et Vénus : le phénomène de passage devant le Soleil est rare. Il est, bien sûr, moins spectaculaire qu'une éclipse de Soleil : le diamètre apparent maximum de Mercure est en effet de l'ordre de 1/200^e de celui du Soleil et celui de Vénus est de l'ordre de 1/30^e. Dans le cas de Vénus, le passage est aisément observable à l'œil nu, moyennant quelques précautions pour la protection des yeux. Il ne faut jamais observer le Soleil directement : vous pouvez utiliser les lunettes spéciales « éclipses » ou un verre de soudeur de grade compris entre 13 et 16, le grade 14 étant idéal. On peut également observer le passage par projection. D'un point de vue purement calculatoire, le calcul d'un passage de Mercure ou de Vénus devant le Soleil est identique au calcul d'une éclipse de Soleil par la Lune. Bien évidemment, compte tenu des diamètres apparents de ces deux planètes, « l'éclipse » est toujours annulaire ou partielle.

Ce passage de Mercure a lieu le 11 novembre, le passage précédent date du 9 mai 2016 et le passage suivant aura lieu le 13 novembre 2032. Le 11 novembre, depuis la France métropolitaine, on peut observer les premiers contacts (extérieur et intérieur) du passage et le maximum du passage (distance minimale entre le centre de Mercure et le centre du Soleil). La suite du passage n'est pas visible, car le Soleil est couché. Le passage est visible en totalité en Guadeloupe, en Martinique et en Guyane. À la Réunion, on ne verra que les premiers contacts et le début du passage. Le maximum et la fin du passage ne sont pas visibles.

L'observer

En ce mois de novembre, c'est encore la mécanique céleste planétaire qui va nous fournir le phénomène du mois : la première planète de notre système solaire, Mercure, va passer le 11 novembre entre le Soleil et la Terre. Cela signifie que tout observateur terrestre pourra observer, plusieurs heures durant le passage de la petite pastille noire devant le gigantesque disque solaire, à condition de prendre toutes les précautions nécessaires : un tel phénomène est appelé « transit planétaire ». À Paris, le phénomène va débuter à 13 h 34 T.L. Le maximum (le moment où Mercure sera au plus près du centre du Soleil) aura lieu à 16h20 T.L. Enfin, la fin du phénomène, prévue à 19h04 T.L., ne sera malheureusement pas observable puisque le Soleil se couchera à 17h14 T.L.

Concernant l'observation de ce transit, et comme toutes les fois où le Soleil est un des acteurs du spectacle, on veillera à suivre les plus élémentaires mais strictes règles de protection oculaire. On redira donc qu'il ne faut jamais observer le Soleil en vision directe, même quelques secondes. La rétine est fragile et ne supporte pas une exposition, même courte, à un si puissant rayonnement. En cas de non respect de ces consignes, le risque de lésions, parfois irréversibles, est possible. Le 11 novembre, le disque de Mercure aura une taille angulaire (diamètre dans le ciel) de 9,99'' de degrés. Comparée au disque du Soleil (31'19''), Mercure sera donc 195 fois plus petite que l'astre du jour. Inutile donc de tenter une observation avec des lunettes type éclipse de Soleil ou avec des verres de soudeur   : Mercure sera trop petite pour être distinguée par un œil humain. L'observation de ce phénomène se fera donc idéalement à l'aide d'instruments d'astronomie.

Avec des instruments, 3 cas de figure sont possibles :

1) l'instrument n'est équipé d'aucun filtre. Il faut alors agir avec la plus grande prudence. On n'observera bien sûr jamais le Soleil en direct, même furtivement, que ce soit dans l'oculaire ou même au chercheur. La seule méthode possible, et sans risque, consiste à projeter l'image du Soleil sur une feuille de papier blanc. On reculera plus ou moins l'écran recevant l'image, ce qui permettra de grossir plus ou moins l'objet visé : plus on recule l'écran, plus l'image du Soleil grandit, mais plus on perd en luminosité et en netteté. Il faut donc trouver la bonne distance offrant un disque de Mercure assez gros et un disque solaire assez net. Évidemment, si des taches sont visibles sur la surface solaire, l'image n'en sera que plus intéressante et esthétique.

2 ) L'instrument, lunette ou télescope, est équipé d'un filtre à l'entrée du tube. Ce peut être un filtre pleine ouverture (disque de verre très foncé), un système qui laisse passer 1/100 000ème du rayonnement solaire ; c'est de loin la meilleure option, car ce filtre offre à la fois une protection sûre et efficace ainsi qu'une très bonne qualité d'image. Mais ce peut être aussi une feuille de Mylar. Ce filtre, nettement moins onéreux que le précédent, se présente sous la forme d'une feuille souple semblable à une feuille d'aluminium. Le pouvoir filtrant est le même (1/100 000^e), mais s'il est manipulé sans précaution, ce filtre peut être troué, voire se déchirer, entraînant ainsi un risque de lésion oculaire. On vérifiera donc très soigneusement l'état de surface de ce film avant d'entamer toute observation. Dernier bémol, la qualité d'image est moins flatteuse qu'avec le filtre pleine ouverture ; bien souvent, observé derrière une feuille de Mylar, le Soleil est entouré d'un halo disgracieux et offre une image moins nette.

3) Enfin, troisième et dernier cas, l'observateur dispose d'une petite lunette solaire ne laissant passer que la lumière Ha ; ce type de lunette permet d'admirer les protubérances solaires, invisibles avec un filtre pleine ouverture (cas n°2). Le spectacle sera alors garanti : un Soleil montrant (on l'espère) quelques protubérances sur son pourtour avec un disque ponctué par le minuscule confetti du disque de la petite planète. Dans tous les cas, le spectacle promet d'être magnifique. Tout d'abord, il s'agit d'un phénomène long (presque 4 heures), visible sur toute une après-midi, ce qui peut tolérer quelques passages nuageux. D'autre part, on sera facilement impressionné par deux éléments :

• Le mouvement de Mercure devant le disque solaire est celui de sa rotation autour du Soleil. Rares sont les occasions de pouvoir admirer de ses propres yeux la magie du mouvement d'une planète autour d'une étoile. Notons que ce beau phénomène est l'un des moyens utilisés par les chercheurs pour mettre en évidence l'existence d'exoplanètes autour d'autres étoiles dans notre galaxie.
• On sera frappé de la disproportion dans les tailles : le disque de Mercure paraît bien minuscule comparé au grand disque solaire! À titre de repère, si les deux astres étaient à la même distance de la Terre, on pourrait rentrer 285 fois le diamètre de Mercure dans le diamètre du Soleil.

Se préparer et tout comprendre

Afin de ne rien manquer du spectacle qui se prépare, l'IMCCE vous propose un portail contenant de nombreuses informations sur ce phénomène. Après une présentation générale, vous trouverez plusieurs modélisations de la trajectoire apparente de Mercure vue depuis différents lieux, ainsi qu'un formulaire interactif pour calculer les circonstances locales de visibilité du passage de Mercure pour tout lieu sur Terre.

Il vous est également possible, au moyen d'un second formulaire, de rechercher la valeur de la parallaxe solaire en procédant à la mesure des différents instants de contact entre le disque de Mercure et le disque du Soleil.

Enfin, grâce à des posters sur la planète Mercure, les missions, l'observation, des fiches thématiques sur le Système solaire, une nouvelle pour les petits et une initiation à l'histoire des sciences pour les plus grands, vous aurez tous les outils en main pour accompagner votre entourage dans la compréhension et l'observation du phénomène.

Comme annoncé le mois dernier, nous revenons sur un des sujets présentés par l'IMCCE lors du colloque de Planétologie EPSC-DPS : le suivi des alertes de détection d'objets nouveaux par Gaia.

La mission d’astrométrie spatiale Gaia, lancée fin 2013, est actuellement dans une phase d’extension après l’achèvement de sa période nominale de cinq ans. Elle a pour objectif général de réaliser avec une très grande précision la cartographie en trois dimensions de notre galaxie, la Voie Lactée. Mise en poste au point de Lagrange L2, soit à environ 1,5 million de kilomètres de la Terre, la sonde (fig. 1) mesure en permanence la position des sources lumineuses plus brillantes que la magnitude 20,7 dans deux directions séparées de 106,5 degrés. En outre, elle est également équipée de systèmes de mesures photométriques (bandes bleue et rouge) et de mesures de vitesses radiales pour les sources les plus brillantes. Le mode de balayage du ciel par la sonde est très particulier ; il permet de couvrir l’ensemble du ciel en six mois et de revenir régulièrement sur une zone du ciel. Cette loi de balayage implique que la sonde ne peut pas faire le suivi d’un objet. L’agence spatiale européenne (ESA) responsable de cette mission donne beaucoup d’informations sur la sonde Gaia, ses instruments et sa mission.

Près de deux milliards de sources sont observées par Gaia. Parmi elles se trouvent des objets du Système solaire. Deux ensembles importants de données d’observation ont déjà été publiés : la « data release 1 » surnommée DR1 en septembre 2016 et la DR2 en avril 2018. Seule la DR2 contient des observations astrométriques d’objets du Système solaire. Il s’agit d’un peu plus de 14 000 astéroïdes couvrant la plupart des catégories usuelles, bien connus, et sélectionnés spécifiquement pour être publiés dans ce catalogue de grande qualité astrométrique (atteignant une précision meilleure que la milliseconde de degré). Un plus grand nombre d’objets seront concernés par les catalogues suivants, notamment la DR3 fin 2020 puis courant 2021. Des données photométriques et spectroscopiques seront également fournies pour ces objets. Au final, on pense qu’environ 350 000 objets du Système solaire, essentiellement connus, seront mesurés avec une très haute précision par Gaia et présents dans le catalogue final.

Cependant, depuis fin 2016, d’autres données sur des objets du Système solaire sont disponibles grâce à une collaboration internationale dans le cadre de la composante « Système solaire » du consortium Gaia-DPAC. En effet, un processus de traitement des données à court terme a été mis en œuvre pour fournir, sur une base quotidienne, des données d’observation sur des objets nouveaux du Système solaire détectés par Gaia. Il s’agit de sources lumineuses mobiles par rapport aux étoiles et qui ne sont pas répertoriées dans les éphémérides de référence utilisées en entrée dans le traitement des données. L’objectif de ce processus à court terme est de fournir rapidement une estimation de la région du ciel où se trouvera, dans les jours suivants, l’objet détecté et de le rendre public. Des observations au sol peuvent alors valider la détection et suivre l’objet pour consolider l’orbite et mieux le caractériser. Pour cela, grâce à la collaboration entre l’IMCCE et l’Observatoire de la Côte d’Azur, un site web, et les alertes de détection par Gaia y sont continûment diffusées. Chaque découverte potentielle est décrite par les coordonnées célestes de la région du ciel concernée, une éphéméride estimée, une magnitude de l’objet, et une carte du ciel montrant les contours de cette zone de présence la plus probable. Le réseau d’observation au sol (Gaia-FUN-SSO) a ainsi les moyens de retrouver l’objet nouveau dans un délai court, d’en faire une mesure astrométrique et de la fournir au Minor Planet Center (MPC).

Entre novembre 2016 et octobre 2019, plus de 5 120 alertes ont ainsi été émises. Ce nombre important d’alertes, et donc d’objets potentiellement nouveaux (ou mal connus), peut paraître important, cependant certains travaux sur les populations d’astéroïdes montrent effectivement qu’il y a des lacunes dans notre connaissance de ces objets. Les magnitudes concernées sont essentiellement de l’ordre de 19,5 à 20,5, donc assez difficilement accessibles pour des télescopes de moins de 1 m de diamètre. Retrouver l’objet depuis le sol peut alors être un sérieux défi et les résultats actuellement obtenus le montrent. Il faut souligner que les observations par Gaia correspondent à des arcs d’orbites très courts d’un astéroïde à partir desquels il est impossible de construire et propager une orbite précise. Ce sont seulement des méthodes statistiques qui permettent de prévoir la zone probable de présence dans le ciel d’un observateur au sol (fig.2). Environ 170 alertes ont ainsi abouti à une détection au sol, généralement avec des télescopes professionnels, notamment le 1,2 m de l’Observatoire de Haute Provence, le télescope de 1 m C2PU de l’OCA à Calern et les télescopes de 1 m du réseau de Las Cumbres (LCOGT). Une fois envoyées au MPC, les données astrométriques sont intégrées dans la base de données des astéroïdes et plusieurs cas sont alors possibles. Les données peuvent rester en attente d’observations complémentaires, ou bien elles correspondent à un objet mal connu, observé une seule fois plusieurs années auparavant, et permettent ainsi de remettre à jour les éléments orbitaux d’objets qui seraient sinon perdus. Mais elles peuvent aussi correspondre à un objet vraiment découvert par Gaia. En avril 2019, l’ESA mettait ainsi en valeur, dans un Communiqué de presse de l'ESA, la découverte de quatre astéroïdes par Gaia, validée au sol, et publiait une simulation montrant leurs orbites. En octobre 2019, huit autres astéroïdes complètent potentiellement cette liste.

Au-delà du dénombrement d’objets nouveaux découverts par Gaia, somme toute assez modeste, ce sont leurs caractéristiques orbitales qui représentent un apport important de Gaia : il apparaît nettement que Gaia détecte essentiellement des objets de forte inclinaison sur l’écliptique. On peut dès lors penser que pour les objets de magnitude de l’ordre de 20, la population serait donc mal connue et l’information pourrait être importante pour les études de population d’astéroïdes.

Des chercheurs des observatoires de Paris et de la Côte d’Azur, ainsi que du centre scientifique de Monaco, ont posé une nouvelle contrainte sur la masse du graviton en utilisant un modèle très précis des orbites des planètes du Système solaire.

Contrairement aux cas des gravitations de Newton et d’Einstein, si le champ de gravitation était massif, il ne posséderait pas une portée infinie, mais serait au contraire dépeint par une portée caractéristique appelée longueur de Compton.

Cette longueur caractéristique peut, par exemple, conduire à une modification de la vitesse de propagation des ondes gravitationnelles en fonction de leurs fréquences. Ainsi, en étudiant le spectre des ondes gravitationnelles provenant des coalescences de trous noirs binaires, la collaboration LIGO-Virgo avait déjà pu contraindre la masse du champ gravitationnel à une valeur inférieure à 5.0×10−23 eV/c2, correspondant à une longueur de Compton supérieur à 2.6×1013 mètres.

Dans cette nouvelle étude, les chercheurs se sont concentrés sur une autre manifestation possible de la masse du champ de gravitation. Ils ont étudié en particulier les modifications au niveau des mouvements orbitaux des planètes du Système solaire, qui seraient impactés par la portée finie du champ dans le cadre d’une théorie de gravitation massive.

Pour ce faire, ils ont utilisé l’éphéméride planétaire INPOP (Intégrateur Numérique Planétaire de l’Observatoire de Paris), développée aux observatoires de Paris et de la Côte d’Azur, pour ajuster le modèle planétaire du Système solaire aux observations les plus précises actuellement disponibles, en prenant en compte l’éventualité d’une portée finie de la gravitation. Ainsi, ils ont pu contraindre la longueur de Compton associée à la gravitation à être supérieure à 1.83×1013 km – soit près de 87 fois la distance Terre-Soleil – ce qui correspondrait à une masse inférieure à 6,76×10−23 eV/c2 – c’est-à-dire inférieure à environ 10−55 grammes.

L’apparente similitude entre les résultats de cette nouvelle étude et celle menée par la collaboration LIGO-Virgo est purement fortuite cependant. Non seulement les deux études se penchent sur différents aspects de la phénoménologie gravitationnelle (radiative versus orbitale), mais utilisent aussi des données de nature entièrement différente (ondes gravitationnelles versus astrométrie planétaire radio et optique dans le Système solaire). Les deux types d’étude sont donc complémentaires afin d’éprouver l’existence potentielle d’une masse associée au champ de gravitation.

Notes : Parler de « graviton » – particule hypothétique associée à la gravitation quantique – est un abus de langage commode qui découle de la dualité onde-corpuscule manifeste pour les forces fondamentales. L’existence ou non de particules associées aux ondes n’est en fait guère nécessaire pour définir la masse d’un champ, et plus particulièrement la masse du champ gravitationnel. Plusieurs définitions possibles de la masse d’un champ gravitationnel existent, indépendamment de son éventuelle nature corpusculaire. Les auteurs se sont penchés sur une définition particulière qui identifie une hypothétique portée finie de la gravitation à une masse.

• L. Bernus, O. Minazzoli, A. Fienga, M. Gastineau, J. Laskar, and P. DeramConstraining the Mass of the Graviton with the Planetary Ephemeris INPOPPhys. Rev. Lett. 123, 161103 – Published 18 October 2019 DOI : https://doi.org/10.1103/PhysRevLett.123.161103
• Highlighted in PRL : https://journals.aps.org/prl/issues/123/16
• APS : Philip Ball, Limits on the Graviton from Planetary Orbits, https://physics.aps.org/articles/v12/113
• Forbes : Don Lincoln, What If Einstein Overlooked Something?, https://www.forbes.com/sites/drdonlincoln/2019/10/17/what-if-einstein-overlooked-something/