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Système formé du Soleil (ou autre étoile) et d’une planète (ou d’une exoplanète)

Système formé du Soleil (ou autre étoile) et d’une planète (ou d’une exoplanète)
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Principe de la méthode vélocimétrique

Principe de la méthode vélocimétrique
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Principe de la photométrie des transits

Principe de la photométrie des transits
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Principe de la  méthode de microlentille gravitationnelle

Principe de la  méthode de microlentille gravitationnelle
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Une exoplanète est un astre très peu lumineux, qu'elle diffuse la lumière de l’étoile autour de laquelle elle tourne ou qu’elle émette son propre rayonnement, généralement dans l’infrarouge vu sa basse température. Sa détection est donc difficile, et ce, d’autant plus que sa distance à la Terre est grande. Ainsi, seules des exoplanètes appartenant à notre Galaxie sont connues. Depuis la découverte de la première exoplanète en 1995, diverses méthodes de détection ont été développées, complémentaires et subtiles. Mises en œuvre au foyer de télescopes fonctionnant aux longueurs d’onde du visible ou du proche infrarouge, elles se divisent en deux types : les méthodes indirectes – qui ne forment pas une image de l’exoplanète, mais mesurent l’effet de sa présence sur son étoile et déduisent de cet effet certaines de ses propriétés – et les méthodes directes, qui mesurent quant à elles la lumière issue de l’exoplanète même et en précisent la position sur une image. Chacune de ces techniques d’observation a conduit à la détection de nombreuses exoplanètes.

Les méthodes indirectes

Comme les planètes, les exoplanètes tournent périodiquement autour de leur étoile, selon un mouvement décrit par les lois de Kepler au xviie siècle et expliqué à la fin de ce même siècle par la loi de gravitation énoncée par Newton. Plus précisément, étoile et exoplanète(s) tournent chacune autour du centre de gravité du système qu’elles forment. L’étoile étant bien plus massive qu’une exoplanète, son orbite est de dimension significativement plus petite que celle décrite par cette dernière. Les perturbations produites par une exoplanète sur l’étoile sont donc faibles, certaines étant néanmoins mesurables avec les instruments actuels. Plusieurs méthodes de détection indirecte exploitent ce fait.

Système formé du Soleil (ou autre étoile) et d’une planète (ou d’une exoplanète)

Système formé du Soleil (ou autre étoile) et d’une planète (ou d’une exoplanète)

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Une force de gravitation s'exerce entre une étoile (en jaune) et une planète (dans ce cas, l'étoile en question est le Soleil) ou une exoplanète (en rouge), et les maintient liées dans l'espace. Ces deux objets sont alors en orbite autour de leur centre de masse commun qui correspond au centre... 

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Méthode vélocimétrique

La méthode ayant permis de détecter les premières exoplanètes autour d’étoiles semblables au Soleil est celle des vitesses radiales ou vélocimétrie. Elle exploite le fait que les deux corps, étoile et exoplanète, tournent autour de leur centre de masse commun. Au cours de ces mouvements, la vitesse radiale, définie comme la vitesse de l’étoile projetée sur la ligne de visée (droite joignant l’observateur à l’étoile), varie de manière périodique, sauf dans le cas particulier où le plan orbital de l’exoplanète serait, vu de la Terre, perpendiculaire à la direction de visée. Les variations de la vitesse radiale de l’étoile sont d’autant plus grandes que la masse de l’exoplanète est élevée et que l’exoplanète est proche de son étoile (lois de Kepler). Lorsqu’elles peuvent être mesurées sur des durées comparables à la période orbitale (dite aussi période de révolution) de l’exoplanète, voire supérieures, il devient possible de calculer cette période (durée pour effectuer un tour autour de son étoile), et donc la distance de l’exoplanète à l’étoile, par application de la troisième loi de Kepler.

Principe de la méthode vélocimétrique

Principe de la méthode vélocimétrique

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La méthode des vitesses radiales ou méthode vélocimétrique permet de détecter des exoplanètes de manière indirecte. Une exoplanète en orbite autour d'une étoile perturbe de façon périodique le mouvement et donc la vitesse radiale de cette étoile. En a, la lumière stellaire reçue sur... 

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Il en découle la détermination d’une limite inférieure pour la masse de l’exoplanète. En effet, l’application de la loi de Kepler ne fournit que le produit de la masse par le sinus de l’angle d’inclinaison du plan orbital par rapport à la direction de visée, faute de pouvoir mesurer l’angle sous lequel est vu le plan orbital. Le sinus peut donc prendre n’importe quelle valeur entre 0 et 1, ce qui entraîne cette limite inférieure. La mesure des vitesses radiales s’effectue à l’aide d’un spectromètre installé au foyer d’un télescope. Cet instrument disperse la lumière de l’étoile et permet de repérer des raies caractéristiques d’éléments chimiques présents dans l’enveloppe externe de cet astre (photosphère). Lorsque la vitesse de l’étoile par rapport à l’observateur terrestre varie – sous l’effet de la présence d’une exoplanète par exemple –, la position des raies varie également : alternativement, la longueur d’onde d’une raie donnée augmente lorsque l’étoile s’éloigne de l’observateur terrestre et diminue lorsqu’elle se rapproche (c’est l’effet Doppler-Fizeau). L’étude des variations de position des raies – donc de vitesse radiale de l'étoile – permet de déterminer certaines propriétés de l’exoplanète : période de révolution, masse minimale, paramètres de son orbite. C’est ainsi qu’en 1995 a été découverte la première exoplanète gravitant autour d’une étoile semblable au Soleil – 51 Pegasi b – grâce au télescope de 1,93 mètre de l’Observatoire de Haute-Provence en France. Cet événement a marqué le début d’une formidable chasse aux exoplanètes, d’abord par vélocimétrie, puis par d’autres méthodes de détection.

Méthode astrométrique

La méthode la plus intuitive est la mesure de la position (coordonnées) de l’étoile sur une carte du ciel (astrométrie), avec la très grande précision requise pour déterminer de très faibles déplacements (de l’ordre de quelques fractions de seconde d’angle). La présence d’une exoplanète entraîne un mouvement périodique de l’étoile autour du centre de masse du système. Après analyse, les lois de Kepler fournissent alors la masse et les caractéristiques de l’ellipse parcourue par l’exoplanète demeurée invisible (demi-grand axe, excentricité, inclinaison). Dès le xixe siècle, l’astrométrie fut proposée pour détecter des exoplanètes, sans véritable succès toutefois, les déplacements étant trop petits pour être détectés avec les instruments disponibles. En 2013, l’Agence spatiale européenne a lancé le satellite Gaia qui a pour mission de mesurer la position et les déplacements, pendant au moins cinq ans, d’environ un milliard d’étoiles. Parmi elles, 300 000 sont assez proches du Soleil – à moins de 650 années-lumière – et assez brillantes pour permettre, une fois la mission terminée, de découvrir la présence d’exoplanètes géantes autour d’elles et de les caractériser.

Photométrie des transits

Si, au cours de sa révolution autour de son étoile, une exoplanète vient à passer exactement entre l’étoile et un observateur situé sur la Terre, celle-ci occulte une partie de la surface de l’étoile, provoquant une diminution du flux lumineux en provenance de cette étoile. On parle d’éclipse partielle ou de transit. La diminution de ce rayonnement lumineux est proportionnelle à la fraction du disque de l’étoile occulté (si le système solaire était vu de loin et par la tranche, permettant ainsi de voir les planètes éclipser partiellement le Soleil, Jupiter induirait une baisse de sa lumière de 1 p. 100 environ, tandis que la Terre réduirait le flux stellaire de 0,01 p. 100). En mesurant la courbe de lumière de l’étoile – c'est-à-dire la mesure du flux (photométrie) stellaire reçu en fonction du temps –, il est possible d’en déduire le rayon de l’exoplanète, tandis que le temps entre deux transits successifs est égal à la période de révolution de cette exoplanète. La première détection d’un transit exoplanétaire a eu lieu en 1999 ; il s’agissait de celui d’une exoplanète géante de gaz en orbite autour d’une étoile semblable au Soleil, HD 209458, découverte peu auparavant par vélocimétrie. Comme 51 Pegasi b, cette exoplanète géante est en orbite très proche de son étoile, avec une période de révolution de trois jours et demi seulement. Depuis, plusieurs centaines d’exoplanètes ont été découvertes par photométrie des transits, la plupart à l’aide de deux télescopes spatiaux : Corot (pour « convection, rotation et transits planétaires »), lancé par le Centre national d’études spatiales (CNES) en 2006, et Kepler, lancé par la NASA en 2009. Évoluant au-dessus de l’atmosphère terrestre et libérés des variations de transparence de cette dernière, ces deux instruments ont fourni des mesures bien plus précises que celles réalisées depuis des observatoires terrestres et ont donc détecté des exoplanètes de dimensions bien inférieures.

Principe de la photométrie des transits

Principe de la photométrie des transits

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Lorsque le plan orbital de l'exoplanète contient la ligne de visée entre la Terre et l'étoile, l'exoplanète passe, à chaque révolution, devant son étoile. On dit qu'elle transite sur le disque de l'étoile (en a, schéma du haut). L'intensité de la lumière de l'étoile reçue diminue, et... 

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Lorsque l’on peut obtenir une double mesure, par vélocimétrie et par photométrie des transits, la masse et le rayon de l’exoplanète peuvent être déterminés, et sa densité moyenne (par conséquent sa masse volumique moyenne) peut alors être calculée. Cette dernière caractéristique donne alors des informations précieuses : très peu dense, il s’agira d’une exoplanète géante gazeuse ; très dense, il s’agira d’une exoplanète en grande partie rocheuse (tellurique). Comme la détermination de la densité requiert l’observation d’un transit, seuls les cas où l’orbite de l’exoplanète est vue par la tranche permettent de conclure.

Effet de lentille gravitationnelle

Dans les méthodes précédentes, la présence d’une exoplanète est mise en évidence par l’analyse de la lumière de l’étoile autour de laquelle elle tourne. Une autre méthode de détection indirecte, la méthode des lentilles gravitationnelles, est fondée sur l’analyse de la lumière reçue d’un objet situé en arrière-plan du système planétaire en question. Elle repose sur une application de la relativité générale (Einstein, 1915) : lorsqu’un corps de masse M (déflecteur) se situe à une distance – projetée sur le ciel – b (paramètre d’impact) de la ligne de visée d’une source lointaine, l’éclat apparent de cette dernière est significativement amplifié par un facteur qui dépend de la masse M du déflecteur et de l’inverse de b. Or, au cours du temps, les étoiles se déplacent dans le plan du ciel (c’est leur « mouvement propre ») : lorsqu’une étoile, vue par l’observateur terrestre, vient à passer par hasard exactement devant une étoile plus lointaine, la courbe de lumière de l’étoile lointaine subit une amplification (effet de lentille gravitationnelle). On parle souvent de microlentille dans ce cas, pour distinguer ce phénomène des effets de lentille de très grande ampleur produits par l’énorme masse d’une galaxie ou d’un amas de galaxies. L’objet déflecteur joue ainsi le rôle d’une loupe, en concentrant pour l’observateur terrestre le rayonnement lumineux de l’étoile lointaine. Si l’objet déflecteur est accompagné d’une exoplanète, cette dernière provoque une seconde amplification, bien plus petite, mais parfois détectable. Une quarantaine d’exoplanètes, dont certaines de petites masses, ont été ainsi détectées par cette méthode, mais il est impossible de les observer de nouveau, car l’alignement fortuit ne se reproduira pas, et donc d’en savoir davantage sur elles à partir de cette seule méthode.

Principe de la  méthode de microlentille gravitationnelle

Principe de la  méthode de microlentille gravitationnelle

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Cette technique d'observation indirecte des exoplanètes (en a) repose sur le passage accidentel d'une étoile, située au premier plan, exactement le long de la ligne de visée d'une étoile plus lointaine. Les rayons lumineux (en blanc) provenant de l'étoile la plus lointaine sont déviés et se... 

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Chronométrage d’un pulsar

Un pulsar est une étoile à neutrons résultant de l'explosion d'une étoile très massive en fin d'évolution (supernova). Il tourne très rapidement sur lui-même, émettant tel un phare un puissant rayonnement électromagnétique le long de son axe magnétique. La Terre est balayée de manière périodique par ce faisceau. La période de ce balayage est directement liée à la période de rotation du pulsar, généralement comprise entre quelques millisecondes et quelques secondes. Le mouvement d'une exoplanète autour du pulsar entraîne une variation, très faible, mais mesurable, de la période de rotation du pulsar. C'est ainsi que deux objets de masse planétaire ont été identifiés en 1992 par Alex Wolczan et Dale Frail, prenant de court la communauté des astronomes qui n'avait pas envisagé l'existence d’exoplanètes autour du résidu d'une étoile après une explosion aussi violente, pensant qu’elles n’y survivraient pas. Il est en fait probable que ces objets se soient formés après l’explosion ou aient été capturés ultérieurement. Ces cas sont très rares et atypiques des exoplanètes observées à ce jour.

L’imagerie, méthode directe

Les méthodes indirectes souffrent d’une limitation importante : elles requièrent d’observer l’étoile pendant au moins une période de révolution de l’hypothétique exoplanète pour assurer une détection. Ainsi, pour mettre en évidence une exoplanète qui serait à la même distance de son étoile que Jupiter du Soleil, il faut observer l’étoile hôte pendant douze ans, pendant trente ans pour une analogue à Saturne, quatre-vingt-cinq ans pour une analogue à Uranus, et cent soixante ans pour une analogue à Neptune. De telles durées sont rédhibitoires.

L’imagerie directe permet de détecter une exoplanète très rapidement – un an environ suffit pour les étoiles proches. En outre, elle offre la possibilité remarquable d’étudier son atmosphère. Cependant, la détection directe est particulièrement difficile car les exoplanètes sont à la fois très peu lumineuses et très proches de leur étoile. De plus, lors de la traversée de l’atmosphère terrestre, le trajet des rayons lumineux en provenance des astres est modifié par les inhomogénéités de la température de l’air, et les images sont quelque peu brouillées. L’image d’une étoile obtenue par un télescope après cette traversée est alors une tache (appelée seeing). Cette dernière est d’autant plus étendue que la turbulence est importante, s’étalant bien au-delà des positions des exoplanètes à détecter. Vue de loin, la lumière d’une exoplanète semblable à Jupiter étant plusieurs millions de fois plus faible que celle de son étoile – une exoplanète comparable à la Terre est plusieurs milliards de fois moins brillante que le Soleil –, le signal de l’exoplanète, noyé dans la tache de seeing, est impossible à distinguer de celui de l’étoile. Obtenir l’image d’une exoplanète nécessite donc d’utiliser des dispositifs instrumentaux et informatiques sophistiqués.

Pour corriger cette dégradation liée à la turbulence, un système d’optique adaptative (OA) analyse et corrige en temps réel la direction des rayons lumineux arrivant au foyer du télescope. Il restitue ainsi une image qui est la plus fine possible, c’est-à-dire qui n’est plus limitée que par la diffraction du télescope. Cette dernière limite peut alors être repoussée en utilisant des télescopes de plus grand diamètre. Les tout premiers systèmes d’optique adaptative pour l’astronomie (système Come-On, se perfectionnant en Adonis) ont été développés au début des années 1990 par des équipes françaises avec l’ESO (European Southern Observatory) et installés sur le télescope de 3,6 mètres de l’ESO au Chili. Ils ont permis de résoudre, c’est-à-dire séparer, des étoiles formant un système double très serré, puis de détecter des naines brunes – astres de masse intermédiaire entre celle d’une étoile et celle d’une planète – en orbite autour d’étoiles. Leur successeur, plus perfectionné, le système d’optique adaptative et de caméra infrarouge NaCo (abréviation de Naos-Conica) installé en 2001 sur un télescope de 8,2 mètres (élément du Very Large Telescope ou VLT) de l’ESO a enfin fourni les premières images directes d’exoplanètes, apparaissant alors comme des points lumineux distincts de l’étoile. Enfin, la dernière génération d’optique adaptative (instrument Sphere), installée en 2014 notamment sur le VLT, améliore encore les performances (on parle alors d’optique adaptative extrême).

Exoplanètes AB Pictoris b et 2Mass1207-39 b

Exoplanètes AB Pictoris b et 2Mass1207-39 b

photographie

Ces deux images ont été obtenues dans le proche infrarouge avec l'instrument NaCo installé sur l'un des télescopes du VLT (Very Large Telescope). À gauche, l'étoile AB Pictoris (en haut de l'image) et son exoplanète AB Pictoris b (petit point rouge visible en bas et à gauche). À droite,... 

Crédits : Gael Chauvin/ ESO

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Optique adaptative et progrès en imagerie haut contraste

Optique adaptative et progrès en imagerie haut contraste

photographie

À gauche, GQ Lup AB, le couple étoile-naine brune découvert avec le système d'optique adaptative Adonis et un coronographe installés au foyer du télescope de 3,6 m de l'ESO (European Southern Observatory). La naine brune est à peine visible (entourée d'un cercle), quasiment noyée dans le... 

Crédits : Markus Janson/ ESO ; Ralph Neuhäuser/ ESO ; Anne-Marie Lagrange/ ESO

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Une fois ces perturbations atmosphériques corrigées, il faut encore « éteindre » la lumière de l’étoile, car l’intensité du halo résiduel, provoqué par la diffraction, est encore trop élevée et noierait tout éventuel signal d’origine exoplanétaire. Un coronographe (dit de Lyot) occulte la lumière de l’étoile, réalisant une éclipse artificielle de celle-ci (sous sa forme la plus simple, un coronographe se limiterait à un petit masque installé au foyer du télescope, mais il en existe aujourd’hui de bien plus complexes et performants). Une fois l’image obtenue sur un détecteur photographique et numérisée, des algorithmes sophistiqués éliminent le résidu de lumière stellaire : à 0,5 seconde d’angle de l’étoile, celui-ci est alors inférieur au millionième de l’intensité de l’étoile.

L’imagerie directe permet donc, enfin, d’observer directement la lumière d’une exoplanète et d’en suivre le mouvement au cours du temps. Néanmoins, l’époque est encore lointaine où un télescope sera capable de fournir des détails de la surface d’une exoplanète. La résolution angulaire requise ne pourra pas être obtenue avec un miroir unique, elle demandera la réalisation d’un interféromètre fonctionnant dans l’infrarouge et couplant un ensemble de télescopes situés à plusieurs kilomètres les uns des autres et naviguant de concert dans l’espace.

Mouvement de l’exoplanète ß Pictoris b

Mouvement de l’exoplanète ß Pictoris b

photographie

Entre novembre 2003 (image de gauche) et décembre 2009 (image de droite), l'exoplanète ß Pictoris b (en b), en orbite autour de son étoile (zone sombre située au centre de chaque image), a effectué un peu plus d'un quart de révolution autour de son étoile. Sa période de... 

Crédits : Anne-Marie Lagrange/ ESO

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—  Anne-Marie LAGRANGE

Bibliographie

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Pour citer l’article

Anne-Marie LAGRANGE, « EXOPLANÈTES - Méthodes de détection », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 21 février 2020. URL : http://www.universalis.fr/encyclopedie/exoplanetes/