Exoplanète - Définition

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Méthodes de détection

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Détecter une exoplanète de manière directe n'est pas une chose facile, et ce pour plusieurs raisons :

  • une planète ne produit pas de lumière : elle ne fait que diffuser celle qu'elle reçoit de son étoile (Une étoile est un objet céleste émettant de la lumière de façon autonome, semblable à une...), ce qui est bien peu.
  • la distance qui nous sépare de l'étoile est de loin bien plus importante que celle qui sépare l'exoplanète (Une exoplanète, ou planète extrasolaire, est une planète orbitant autour d'une...) et son étoile : le pouvoir séparateur des instruments de détection doit donc être très élevé pour pouvoir les distinguer.

Ainsi, les seules méthodes de détection qui fonctionnaient jusqu'à très récemment sont appelées méthodes « indirectes », car elles ne détectent pas directement les photons (En physique des particules, le photon est la particule élémentaire médiatrice de l'interaction...) venant de la planète (Une planète est un corps céleste orbitant autour du Soleil ou d'une autre étoile de...). Il existe plusieurs méthodes, présentes et futures pour détecter une exoplanète. La plupart sont détectées depuis les observatoires au sol.

Par la vitesse (On distingue :) radiale

Cette méthode est basée sur l'étude du spectre lumineux de l'étoile. Les mouvements d'un astre sont influencés par la présence d'une planète orbitant autour (Autour est le nom que la nomenclature aviaire en langue française (mise à jour) donne...) de lui, ce qui provoque un décalage périodique de sa position. Cela permet de déterminer grâce à l'effet Doppler-Fizeau (L’effet Doppler est le décalage de fréquence d’une onde acoustique ou...) la vitesse radiale du spectre lumineux. De manière identique aux binaires spectroscopiques, ceci nous apporte des informations concernant la position de l'orbite (En mécanique céleste, une orbite est la trajectoire que dessine dans l'espace un corps...) de la planète ainsi que sur sa masse (Le terme masse est utilisé pour désigner deux grandeurs attachées à un...).

Cette méthode de détection est plus performante pour des vitesses radiales élevées : autrement dit, pour des planètes évoluant très près de leur étoile, et qui sont très massives. Ceci explique que de nombreuses exoplanètes découvertes jusqu'à aujourd'hui ont une orbite très proche de leur étoile.

C'est par cette méthode que la plupart des planètes extrasolaires ont été détectées.

Par le transit

Transit primaire (méthode indirecte)

Le transit de la planète devant son étoile fait varier la luminosité (La luminosité désigne la caractéristique de ce qui émet ou réfléchit...) de cette dernière

Cette méthode de détection indirecte est basée sur l'étude de la luminosité de l'étoile. En effet, si celle-ci varie périodiquement cela peut provenir du fait qu'une planète passe devant.

Cette méthode a été proposée pour la première fois en 1951 par Otto Struve de l'observatoire Yerkes de l'université de Chicago (L'université de Chicago (en anglais, The University of Chicago) est une université...). Elle a été proposée à nouveau à deux reprises : en 1971 par Franck Rosenblatt de l'université Cornell (L’université Cornell est une université privée américaine appartenant...), puis en 1980 par William Borucki du centre de recherche (La recherche scientifique désigne en premier lieu l’ensemble des actions entreprises en vue...) Ames de la NASA (La National Aeronautics and Space Administration (« Administration nationale de...), en Californie.

Bien que la variation de luminosité d'une étoile soit plus facilement repérable que la variation de sa vitesse radiale, cette méthode se révèle peu efficace en termes de quantité (La quantité est un terme générique de la métrologie (compte, montant) ; un scalaire,...) de planètes détectées par rapport à la somme des étoiles observées. En effet, on ne peut l'utiliser que dans le cas où nous observons le système stellaire (Un système stellaire consiste en un petit nombre d'étoiles qui sont liées par...) quasiment par la tranche. On peut montrer que pour des orientations aléatoires de l'orbite, la probabilité (La probabilité (du latin probabilitas) est une évaluation du caractère probable d'un...) géométrique de détection par cette méthode est inversement proportionnelle à la distance entre l'étoile et la planète. On estime à 5 % des étoiles avec une exoplanète la quantité détectable avec cette méthode.

Cependant, elle a l'avantage de ne nécessiter l'usage (L’usage est l'action de se servir de quelque chose.) que de télescopes de dimensions (Dans le sens commun, la notion de dimension renvoie à la taille ; les dimensions d'une pièce...) raisonnables.

Dans notre propre système solaire (Le système solaire est un système planétaire composé d'une étoile, le...), on peut aussi observer des transits de planètes : les transits de Vénus et de Mercure ne peuvent cependant être observés tout (Le tout compris comme ensemble de ce qui existe est souvent interprété comme le monde ou...) au plus que quelques fois par siècle (Un siècle est maintenant une période de cent années. Le mot vient du latin saeculum, i, qui...).

Transit secondaire (méthode semi-directe)

Le principe repose sur le transit secondaire, c’est-à-dire quand la planète passe derrière l'étoile. Dans ce cas on peut détecter les photons provenant de l'hémisphère éclairé de la planète, ce qui fait de cette méthode une méthode en semi-directe. En résumé, on étudie le signal ( Termes généraux Un signal est un message simplifié et généralement codé. Il existe...) lumineux provenant d'une planète éclipsée par son étoile et l'on retire ensuite le signal lumineux émis par l'étoile (que l'on a mesuré auparavant), on obtient alors la signature de la planète.

La première détection du transit secondaire a été faite avec le télescope spatial Hubble (Le télescope spatial Hubble (en anglais, Hubble Space Telescope ou HST) est un télescope en...) en 2003 sur l'étoile HD 209458 (HD 209458 est un des noms de catalogue de l'étoile autour de laquelle orbite l'exoplanète HD...) (voir ce lien pour plus de détails (en anglais)).

Récemment, des équipes d'astronomes ont réussi à détecter deux exoplanètes de manière directe, par l'utilisation du satellite (Satellite peut faire référence à :) Spitzer. Celles-ci, qui étaient déjà connues, ont été repérées grâce à la lumière (La lumière est l'ensemble des ondes électromagnétiques visibles par l'œil...) infrarouge (Le rayonnement infrarouge (IR) est un rayonnement électromagnétique d'une longueur d'onde...) qu'elles émettaient.

Cela ouvre de nouvelles opportunités dans le domaine de l'observation (L’observation est l’action de suivi attentif des phénomènes, sans volonté de les...). En effet, les chercheurs vont désormais pouvoir essayer de comparer certaines caractéristiques essentielles des exoplanètes repérées jusque là, telles que la couleur (La couleur est la perception subjective qu'a l'œil d'une ou plusieurs fréquences d'ondes...), la réflectivité et la température (La température est une grandeur physique mesurée à l'aide d'un thermomètre et...). Ceci permettra de mieux comprendre la manière dont celles-ci viennent à se former.

Par astrométrie (L'astrométrie est la partie de l'astronomie qui s'occupe de la position des étoiles et des autres...)

Elle repose sur la détection des perturbations angulaires de la trajectoire (La trajectoire est la ligne décrite par n'importe quel point d'un objet en mouvement, et...) d'une étoile. Plus la masse de la planète, et la distance qui sépare l'étoile de la planète sont grandes, plus le système est proche de nous et donc visible.

Cette méthode, bien qu'elle soit connue depuis longtemps, n'avait pas encore été utilisée en raison des infimes variations qu'elle devait repérer. Mais ce sera bientôt chose possible avec notamment la mise en place du mode double champ (Un champ correspond à une notion d'espace défini:) du Very Large Telescope (Le Very Large Telescope (VLT) est un ensemble de 4 télescopes principaux et 4 auxiliaires...) Interferometer (VLTI) appelé PRIMA.

Par l'effet de microlentille gravitationnelle

Microlentille gravitationnelle d'une planète extrasolaire

Cette méthode s'appuie sur la courbure (Intuitivement, courbe s'oppose à droit : la courbure d'un objet géométrique est...) de la lumière émise par une étoile distante ou un quasar (Une « source de rayonnement quasi-stellaire » (quasar), (quasi-stellar radio...), lorsqu'un objet (De manière générale, le mot objet (du latin objectum, 1361) désigne une entité définie dans...) massif (Le mot massif peut être employé comme :) s'aligne « suffisamment » avec cette source, phénomène appelé « lentille gravitationnelle ». La distorsion de la lumière est due au champ gravitationnel de l'objet lentille, une des conséquences de la relativité générale (La relativité générale, fondée sur le principe de covariance générale...), comme l'a décrit Albert Einstein (Albert Einstein (né le 14 mars 1879 à Ulm, Wurtemberg, et mort le...) en 1915. Il en découle un effet de lentille, formation de deux images déformées de l'étoile distante, voire davantage.

Dans le cas de la recherche d'exoplanètes, la planète cible, en orbite autour de l'étoile lentille, fournit une information supplémentaire, permettant de déterminer sa masse et sa distance de l'étoile. On parle de microlentille car la planète n'émet pas ou très peu de lumière.

Cette technique permet d'observer des astres de masse même relativement faible, puisque les observations ne s'appuient pas sur la radiation (Le rayonnement est un transfert d'énergie sous forme d'ondes ou de particules, qui peut se...) reçue.

Directe

L'utilisation combinée de systèmes de correction en temps (Le temps est un concept développé par l'être humain pour appréhender le...) réel appelés optique adaptative (L'optique adaptative est une technique qui permet de corriger en temps réel les déformations...) et de la coronographie (La coronographie est une technique en astronomie qui consiste à reproduire un phénomène céleste...) a permis récemment d'observer une exoplanète directement à l'aide du VLT.

D'énormes efforts sont consacrés actuellement à l'amélioration des techniques d'optique (L'optique est la branche de la physique qui traite de la lumière, du rayonnement...) adaptative, de coronographie stellaire (Stellaria est un genre de plantes herbacées annuelles ou vivaces, les stellaires, de la...), et de traitement d'image, afin de développer une imagerie (L’imagerie consiste d'abord en la fabrication et le commerce des images physiques qui...) astronomique à très haut contraste capable de détecter des exoplanètes de la taille de la Terre (La Terre est la troisième planète du Système solaire par ordre de distance...). Ces méthodes sont détaillées dans la page principale.

La première photographie optique d'une exoplanète est publiée le 13 novembre 2008 dans la revue Science magazine. Prise par le télescope spatial (Un télescope spatial est un télescope placé au delà de l'atmosphère. Le...) Hubble (Le télescope spatial Hubble (en anglais, Hubble Space Telescope ou HST) est un télescope en...) et traitée par l'équipe de l'astronome (Un astronome est un scientifique spécialisé dans l'étude de l'astronomie.) Paul Kalas, la planète a une masse probablement proche de celle de Jupiter. Baptisée Fomalhaut (Fomalhaut (α Piscis Austrini) est l'étoile la plus brillante de la constellation du Poisson...) b, elle est en orbite autour de l'étoile Fomalhaut dans la constellation (Une constellation est un ensemble d'étoiles dont les projections sur la voûte...) du Poisson austral (Le Poisson austral est une petite constellation de l’hémisphère sud. Elle est...) (Piscis Austrinus) à environ 25 années lumières. Fomalhaut b est distante d'environ dix fois la distance séparant Saturne du Soleil (Le Soleil (Sol en latin, Helios ou Ήλιος en grec) est l'étoile...). Cette découverte est annoncée en même temps et dans la même revue que celle de l'équipe de l'astronome canadien Christian Marois concernant la première observation (L’observation est l’action de suivi attentif des phénomènes, sans volonté de les...) directe, à 129 années lumière, d'un système solaire entier composé de trois planètes géantes photographiées dans l'infrarouge autour de l'étoile HR 8799.

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