EXOPLANÈTESMéthodes de détection

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 xvii^e 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)

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... 

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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

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 xix^e 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 re [...]

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Principe de la  méthode de microlentille gravitationnelle
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