EXOPLANÈTESMéthodes de détection

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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)
Crédits : Encyclopædia Universalis France

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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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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’ [...]


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Anne-Marie LAGRANGE, « EXOPLANÈTES - Méthodes de détection », Encyclopædia Universalis [en ligne], consulté le 16 octobre 2019. URL : http://www.universalis.fr/encyclopedie/exoplanetes/