Méthodes de détection des exoplanètes - Définition
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Introduction
En astronomie, la recherche des exoplanètes fait appel à plusieurs méthodes de détection des exoplanètes. La majorité de ces méthodes sont à l'heure actuelle indirectes, puisque la proximité de ces planètes avec leur étoile est si grande que leur lumière est complètement noyée dans celle de l'étoile.
Les méthodes indirectes
Les vitesses radiales
La méthode des vitesses radiales est la méthode qui a permis aux astronomes suisses Michel Mayor et Didier Queloz de détecter la première exoplanète autour de l'étoile 51 Peg. Cette technique de détection est celle qui a fourni le plus de résultats à l'heure actuelle, et est encore très utilisée, notamment avec les spectrographes CORALIE et HARPS, installés à l'observatoire de La Silla, au Chili.
La détection par vitesse radiale consiste à utiliser l'effet Doppler-Fizeau. En effet, le mouvement de la planète autour de son étoile va induire un léger mouvement de recul de celle-ci, qui est détectable par cet effet. On mesure alors les variations de vitesses radiales de l'étoile, et si ces variations sont périodiques, il y a de grandes chances pour que cela soit dû à une planète. Cette méthode favorise la détection de planète massive proche de l'étoile (les fameux Jupiter chauds), puisque dans ce cas, le mouvement induit sur l'étoile est maximal. Elle nécessite néanmoins une extrême stabilité du spectrographe dans le temps, ainsi qu'une résolution spectrale assez grande, ce qui limite la détection aux étoiles assez lumineuses.
C'est cette méthode qui a pour le moment permis de découvrir la majorité des planètes extrasolaires que nous connaissons. Afin de découvrir des planètes situées à 1 UA, et de la taille de la Terre, il faut une très grande précision des instruments, précision qui n'existe pas pour l'instant.
Les transits
Lorsque l'inclinaison de l'orbite de la planète par rapport à l'observateur est proche de 90 degrés, le système est vu presque parfaitement par la tranche. Ainsi, la planète va passer devant son étoile et va faire baisser très légèrement sa luminosité. On parle alors de transit planétaire. La méthode des transits consiste dans un premier temps à faire des observations répétées du maximum d'étoiles dans le ciel, pendant des années. Avec une efficacité qui dépend principalement du nombre d'observations, de leur précision et du nombre (inconnu) de planètes avec la bonne inclinaison et distance par rapport à leur étoile, il est possible de détecter des transits planétaires. Après une détection d'un tel transit, l'étoile est ensuite observée individuellement de nombreuses fois pour confirmer le transit. En effet, si celui-ci est bien réel, il doit se répéter. Si c'est le cas, l'étude de ce transit fournit de nombreuses informations difficilement accessibles autrement : la masse de la planète, son rayon (et donc sa densité), etc.
L'astrométrie
La méthode astrométrique consiste à mesurer avec la plus grande précision la position absolue d'une étoile dans le ciel. De la même manière que l'effet Doppler-Fizeau peut être utilisé quand on observe un système par la tranche, l'astrométrie peut être utilisée pour observer le mouvement de l'étoile lorsque le système est vu par « le dessus ». Si l'étoile décrit une ellipse régulière dans le ciel, c'est certainement dû au mouvement induit par une exoplanète.
Les microlentilles gravitationnelles
L'effet de microlentille gravitationnelle se produit lorsque le champ gravitationnel d'une étoile déforme l'espace-temps, ce qui dévie la lumière issue d'une étoile distante située derrière, à la manière d'une lentille. Cet effet n'est visible que si les deux étoiles sont pratiquement alignées. De tels évènements sont donc rares, d'une durée de quelques jours à quelques semaines, à cause du mouvement relatif entre les étoiles et la Terre. On a, au cours de ces 10 dernières années, observé plus d'un millier de cas.
Si l'étoile qui agit comme une lentille possède une planète, le champ de cette dernière peut avoir un effet qui, bien que faible, soit détectable. Puisque cela nécessite un alignement relativement exceptionnel, on doit suivre en permanence les étoiles lointaines afin d'avoir un nombre d'observation suffisant. Cette méthode, qui détecte ces « microlentilles gravitationnelles », fonctionne bien mieux pour les planètes proches de la Terre et du centre de la Galaxie, où de nombreuses étoiles forment l'arrière plan.
En 1991, l'astronome polonais Bohdan Paczyński de l'université de Princeton proposa cette méthode. Les premières découvertes arrivèrent en 2002, quand un groupe d'astronomes polonais (Andrzej Udalski, Marcin Kubiak et Michał Szymański de Varsovie, et Bohdan Paczyński) au cours du projet OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment), ont réussi à la mettre en œuvre. Durant un mois, ils ont trouvé plusieurs planètes candidates, mais la qualité des observations faisant défaut, elles ne furent pas confirmées.
Depuis, on a détecté 4 planètes extrasolaires avec cette méthode. En 2006 c'est encore la seule méthode permettant de détecter des planètes similaires à la Terre.
En février 2008 cette méthode avait permis de détecter six exoplanètes : OGLE-2005-BLG-071L, OGLE-2005-BLG-390Lb première planète légère sur orbite large, OGLE-2005-BLG-169L et deux exoplanètes autour de l'étoile OGLE-2006-BLG-109.
Un inconvénient est qu'il est impossible de reproduire une observation : les alignements sont uniques. D'ailleurs, les planètes découvertes peuvent se situer à plusieurs kiloparsecs, rendant impossible leur observation par d'autres méthodes.
Les observations sont généralement effectuées avec des réseaux de télescopes robotisés. En plus du projet OGLE, le groupe MOA (Microlensing Observations in Astrophysics) tente d'améliorer cette approche.
Le projet PLANET/RoboNet (Probing Lensing Anomalies NETwork) est encore plus ambitieux. Il propose une surveillance permanente et à tout endroit du globe, capable de saisir n'importe quel alignement et de détecter des planètes de la masse de la Terre.
