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Méthode des transits

 

En 1999, HD209458b a été la première exoplanète découverte par cette méthode(HD en hommage à l'astronome Henry Draper alors qu'il n'a pas réalisé ce catalogue d'étoiles!).
Quand une planète passe devant son étoile, il se produit un transit dit primaire au cours duquel la luminosité de l’étoile va diminuer : cette baisse est de l’ordre de quelques pourcents et est mesurable par photométrie. Par exemple, un observateur à 10 pc verrait une diminution de la luminosité du Soleil de 2% lors d’un transit de Jupiter.
On peut déduire d'une courbe de lumière les caractéristiques suivantes :



La durée d'un transit dépend de la période de révolution de la planète et de la latitude du transit.
w est l'intervalle de temps entre les deux premiers contacts.
On a la relation suivante :

 


L est la luminosité de l’étoile, ΔL sa baisse de luminosité, R son rayon (connu) et Rp le rayon de la planète.

La latitude k du transit par rapport à l'équateur de l’étoile est donnée par :


relation (1)



avec P la période de révolution et a la distance étoile-planète.

T est mesurée à partir de la courbe de lumière. On déduit P de la périodicité de la courbe ce qui permet d'avoir a par la relation

 

(la masse de la planète est négligée). La relation (1) nous donne k.

Cette méthode nous donne donc le rayon de la planète mais pas sa masse. Mais connaissant i, des mesures complémentaires de vélocimétrie nous renseignent sur la masse exacte de la planète. Par exemple, HD209458b a une masse de 0,69 Mj et un rayon de 1,5 Rj (Rj = rayon de Jupiter = 71400 km), d’où une densité très faible (0,3 g/cm³).
Les limites de cette méthode sont :

    - il faut que la planète passe devant son étoile (la probabilité d'un transit est égale à R/a)! Dans le système solaire, il faut parfois attendre plus d'un siècle pour observer le passage de Vénus devant le Soleil, alors que la Terre est dans le plan de l'écliptique. On estime à 1% le nombre d’étoiles abritant des « Jupiter chauds » et parmi elles, 10% seulement ont une inclinaison permettant l’observation de transits. La rareté de l'événement est généralement compensé par la distribution statistique d'une observation sur des millers d'étoiles.

    - l’étoile doit être proche et non variable.

    - la précision des mesures au sol est limitée par les perturbations atmosphériques. Il faut mesurer précisément (précision ≤ 1%) le flux de l'étoile sur une longue période de temps.

En observant les transits avec des instruments très précis, il est également possible de détecter certains éléments présents dans l'atmosphère des planètes. Il a ainsi été possible d'identifier des traces d'hydrogène et de sodium dans l'atmosphère de la planète HD209458b.

Il existe un autre type de transit, le transit secondaire qui se produit lorsque la planète passe derrière son étoile. On peut alors détecter les photons provenant de l’hémisphère éclairé de la planète. Lors du transit, le flux lumineux de l’étoile sera plus important et la comparaison avec le flux lumineux que nous envoie l’étoile quand il n’y a pas transit permet de déceler une planète. La première détection a été faite avec le télescope spatial Hubble en 2003 autour de l’étoile HD209458.

Seulement une douzaine d’exoplanètes ont été découvertes par des professionnels, toutes situées dans un rayon de 5000 al autour du Soleil. Deux d'entre elles, HD209458b et TrES-1 (Trans-Atlantic Exoplanet Survey) ont été détectées par des amateurs après leur découverte. Pour cette dernière, l'auteur a utilisé la technique de la photométrie d'ensemble : en ayant recours à 7 étoiles de référence, il a pu atteindre une précision sur la magnitude de 0,03%.

Cette méthode peut permettre la détection d'exo Terres mais la précision requise (~0,0001) rend impossible les observations au sol. C'est l'objectif de deux satellites : Corot et Kepler.
Le 26 décembre 2006, le satellite Corot (Convection, rotation et transits planétaires) du Cnes (Centre national d’études spatiales) a été lancé avec succès depuis la base de Baïkonour par un lanceur Soyouz. Une partie de sa mission consistera à observer des transits autour de 12000 étoiles : il pourra détecter au mieux des planètes de rayon égal à 1,5 fois le rayon  terrestre.
Il sera suivi du satellite Kepler de la NASA dont le lancement est prévu pour octobre 2008. Plus puissant que Corot (son télescope mesure 95 cm de diamètre contre 27 cm pour Corot), il pourrait trouver des planètes de la taille de la Terre autour d’étoiles proches.

Le projet Eddington est étudié depuis mars 2000. En transposant la technique du satellite qui observe le Soleil, SOHO, dont la stabilité est meilleure que le milliarcsec, le principe consistera à mesurer les changements de luminosité d'une étoile. Une planète comme la Terre la diminue de 1/10000ème lorsqu'elle passe devant. Les scientifiques pensent pouvoir atteindre une précision meilleure que le millionième et ainsi déceler des planètes plus petites que la Terre. Si le projet est accepté par l'ESA, Eddington sera opérationnel au point Lagrange L2 (à 1 million de km de la Terre), endroit où l'attraction gravitationnelle du Soleil et de la Terre se compense.