Les techniques de découverte des exoplanètes

       Au cours de ces vingt dernières années, près de 2000 exoplanètes ont été découvertes grâce à entre autres quatre méthodes.

  • Le transit

        C’est le passage d’une planète exactement entre son étoile et la Terre lors de son orbite. Evidemment il n’est pas observable directement étant donné les distances phénoménales qui sont en jeu. Mais lorsqu’il se produit, la luminosité apparente de l’étoile baisse légèrement car une petite fraction de sa surface est cachée temporairement, et des observations précises à l’aide de satellites comme Kepler peuvent détecter cette situation. Cette méthode fournit des informations assez précises sur la taille et l’orbite de la planète, et donc sur son habitabilité.

       Cette méthode permet de détecter des planètes rocheuses ayant une masse plus importante que la terre.

  • La vitesse radiale

       La méthode de la vitesse radiale s’appuie sur les perturbations qu’une planète provoque sur le mouvement de son étoile. En effet, tout comme l’étoile exerce une force d’attraction gravitationnelle sur la planète, cette dernière produit une force égale et opposée sur l’étoile. Bien évidemment, l’étoile est beaucoup plus massive que la planète et l’effet de cette force réciproque est donc extrêmement faible.

       Les variations de position de l’étoile sous l’effet de cette perturbation planétaire sont très faibles et trop difficiles à détecter à l’heure actuelle. La méthode de la vitesse radiale cherche donc à mesurer de petits changements de vitesse plutôt que de position de l’étoile.

       Un moyen très efficace pour cela est d’utiliser l’effet doppler. L’effet Doppler représente les modifications de la fréquence d'un signal sonore ou électromagnétique reçu par un observateur mobile par rapport à une source émettrice fixe ou bien par un observateur fixe par rapport à une source émettrice mobile. La variation apparente de fréquence est proportionnelle à la vitesse relative entre l'observateur et la source le long du chemin qui les sépare. En effet, les variations de vitesse de l’étoile le long de notre ligne de visée se traduisent, grâce à l’effet Doppler, par de légers déplacements en longueur d’onde du spectre apparent de l’étoile. Il suffit donc en théorie d’identifier certaines raies de ce spectre et d’observer les faibles changements de leur longueur d’onde avec le temps pour en déduire la présence d’une perturbation gravitationnelle.

       Evidemment ces fluctuations sont toujours très faibles et ne sont généralement détectables que lorsque la planète produit d’importantes perturbations gravitationnelles. Ceci limite la méthode de la vitesse radiale aux planètes massives de type géante gazeuse et uniquement si ces planètes sont plus proches de leur étoile que Mercure de notre Soleil. Lorsque ces conditions sont réunies, des observations spectroscopiques très précises peuvent révéler la planète et fournir approximativement sa masse et des informations sur son orbite.

  • L’effet de microlentille gravitationnelle

       Cet effet a lieu lorsqu’une étoile s’aligne parfaitement entre la terre et une autre étoile plus éloignée. Dans cette situation, certains rayons provenant de l’étoile la plus lointaine sont déviés. Dans un cas assez rare, l’étoile la plus proche peut être accompagnée d’une planète.

       Une analyse poussée de la déviation des rayons peut alors montrer la présence de la planète et permet de calculer sa masse et sa distance approximative de l’étoile. Cette méthode se basant sur un alignement peu fréquent est donc assez limitée.

  • L'imagerie

       Cette méthode requiert de très grands télescopes pour observer directement la lumière se dégageant d’une planète. Pour cela, on utilise l’imagerie à haute résolution angulaire, c’est à dire une image de très bonne qualité permise par des télescopes de plusieurs dizaines de mètres de diamètre.

Satellite kepler
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