Méthodes de détection

La détection d'exoplanètes a été évoquée pour la première fois en 1952 dans un article d'Otto Struve, "Proposal for a project of high-precision stellar radial velocity work", dans lequel il mentionne la méthode des vitesses radiales et la méthode des transits.


• Imagerie directe

 

Cette méthode est délicate à mettre en oeuvre en raison de la très grande différence de luminosité entre l’étoile et sa planète, en guise d'illustration, pour une planète massive on a:

En 2004, des chercheurs ont pris le premier cliché d’une exoplanète avec un des télescopes de 8,2 m du VLT (le Very Large Telescope) de l’ESO (European Southern Observatory: Observatoire Européen Austral) au Chili: celle-ci tourne autour de la naine brune GPCC-2M1207. En 2005, des astronomes ont pu discerner, avec le télescope spatial Spitzer, la lumière infrarouge émise directement par deux planètes, déjà détectées par la méthode des vitesses radiales, malgré la lueur éblouissante et toute proche de leurs étoiles.
L’amélioration des techniques d’imagerie passe par:

- le développement de l’optique adaptative pour minimiser la turbulence atmosphérique. Les rayons lumineux sont déviés en traversant l'atmosphère, ce qui se traduit par le scintillement bien connu et une perte de résolution. On déforme le miroir à l'aide de vérins asservis par ordinateur, afin de supprimer les distorsions dues aux turbulences.

- la construction de télescopes de plus grand diamètre afin de réduire la taille angulaire de l’étoile et d’obtenir de meilleures résolutions angulaires.

- l’utilisation de coronographes, des instruments qui masquent le disque solaire et suppriment la lumière diffusée par l’étoile.

- l’observation infra-rouge, domaine spectral où une planète émet le plus, qui augmenterait le contraste entre l’étoile et sa planète.

- l'interférométrie ou l'art de coupler plusieurs télescopes, espacés jusqu'à des milliers de km, permet d'accroître leur possibilités. Ainsi on multiplie artificiellement les résolutions par 10.

• Méthode des vitesses radiales ou spectroscopie

Elle a permis la détection de la plupart des exoplanètes à commencer par 51 Peg. Elle consiste à mesurer l’effet Doppler-Fizeau d’une étoile dû à son mouvement périodique autour du centre de masse du système étoile-planète. Le mouvement du compagnon ne peut être mesuré car celui-ci est trop peu lumineux pour être détecté. Lorsqu’un corps céleste s’approche d’un observateur, les raies de son spectre se décalent vers les hautes fréquences, autrement dit vers les petites longueurs d’onde (violet-bleu). Quand il s’éloigne, on observe un décalage vers les grandes longueurs d’onde (rouge). On peut faire l’analogie avec le son : lorsqu’une ambulance s’approche de nous, nous avons l’impression que le son qu’on entend est plus aigu (fréquence plus élevée) que lorsqu’elle s’éloigne.
L’écart en longueur d’onde divisé par la longueur d’onde connue est égal à:

avec v la vitesse radiale de la source, c la vitesse de la lumière et R le pouvoir de résolution du spectromètre utilisé.

Les spectromètres modernes ont une résolution pouvant atteindre 144000, ils peuvent ainsi mesurer des vitesses de l’ordre de 20 km/s avec une précision proche de 2 m/s pour des longueurs d’onde comprises entre 510 et 1010 nm. Par exemple, le mouvement du Soleil dû à la présence de Jupiter est de 12,5 m/s. Cette méthode ne permet donc pas la détection d'exo Terres qui induisent des vitesses de l'ordre de 0,1 m/s.
L'amplitude des perturbations est donnée par :

où G = 6,67.10-¹¹ SI est la constante de gravitation, P la période de révolution, Mp la masse de la planète, M celle de son étoile (connue), i l’angle d’inclinaison du plan de l’orbite de la planète (inconnu) et e l'excentricité de l'orbite.

On peut déterminer par cette méthode la période de révolution de la planète (c'est la période de la courbe de vélocité) et le demi-grand axe de l'orbite par la troisième loi de Kepler :

l'excentricité de son orbite (par la forme de la courbe) et sa masse minimale:

mais pas son rayon et donc sa densité.

Cette méthode a cependant des limites:

- l'étoile doit être proche du Soleil (50 pc est le maximum).

- la planète doit être massive et à courte période (ces planètes ont été baptisées «Jupiter chauds») : les moyens actuels permettent la détection d'une planète de masse minimale de:

située à 1 UA d'une étoile d'une masse solaire.

- l’orbite de la planète ne doit pas être perpendiculaire à l’axe observateur-étoile car la vitesse radiale de l’étoile est nulle (cas le plus favorable à l’astrométrie, voir ci-après).

- pour détecter sans ambiguïté une planète, la durée de surveillance de l’étoile doit être au moins égale à sa période de révolution: l’étude des exoplanètes n’ayant débuté que depuis 12 ans, des planètes gazeuses en orbite lointaine comme Uranus et Neptune n’ont pas encore été découvertes.

- cette méthode est plus précise si le spectre de l’étoile contient beaucoup de raies. De plus, l’étoile ne doit pas présenter une activité coronale trop importante ce qui fausserait les mesures.

• Astrométrie

Le but de l’astrométrie est de mesurer les positions, les parallaxes, et les mouvements propres des corps célestes. Projeté sur le ciel, le mouvement d’une étoile apparaît comme une ellipse d’angle α (en arcsec) par rapport au demi grand axe a:

avec a en UA et d la distance à la Terre en pc.

Pour un système Soleil-Jupiter situé à 10 pc, α ~ 0,5 milliarcsec, et pour un système Soleil-Terre à la même distance, α ~ 0,3 microarcsec. Dans un futur proche avec le développement de l’optique adaptative et de l’interférométrie visuelle, les mesures au sol pourront atteindre un niveau de précision de l’ordre de 20 microarcsec ce qui correspond à une planète de 66 Mt gravitant à 1 UA de son étoile située à 10 pc.
Cette méthode présente l’avantage suivant : si M et d sont connus ainsi que a (méthode des vitesses radiales), on peut en tirer Mp sans avoir besoin de connaître i.
Elle est aussi accompagnée d'inconvénients :

- la précision des mesures doit être meilleure que 1 milliarcsec, ce qui limite les observations aux étoiles plus proches que 10 pc.

- la turbulence atmosphérique limite les mesures depuis le sol.

- elle est sensible aux variations du centre photométrique (centre de la tâche la plus lumineuse) dues à l’activité de l’étoile.

A ce jour, aucune détection n’a été confirmée.

• Pulsars

Le premier système à plusieurs planètes a été trouvé en 1992 : ce système de 3-4 planètes, de tailles égales voire inférieures à celle de la Terre, est en orbite autour du pulsar PSR 1257+12 (PSR pour pulsar, 1257+12 représente les coordonnées célestes de l’objet, respectivement l’ascension droite ,12h57 mn, et la déclinaison, 12 °), situé à une distance de 500 pc. Un pulsar est le vestige d'une étoile massive qui a explosé en supernovae : il s'agit d'une étoile à neutrons émettant un puissant rayonnement radio. Cette étoile est en rotation rapide sur elle-même et le faisceau radio «balaye» l'espace comme un phare. Celui-ci peut être capté par les instruments terrestres à intervalles de temps très réguliers. Il existe deux types de pulsars: les pulsars «lents» et les pulsars millisecondes. Le moindre écart à la période de réception est facilement mesurable et peut être relié à des perturbations dynamiques causées par des planètes gazeuses ou telluriques pour des pulsars « lents », ou par des corps de la taille de la Lune ou de gros astéroïdes pour les pulsars millisecondes. On ne connaît actuellement que deux pulsars abritant des exoplanètes. Ces planètes se sont probablement formées après l’explosion de l’étoile, montrant ainsi que la formation de planètes est un phénomène plutôt commun que rare.

• Microlentilles gravitationnelles

Cette méthode, développée dans les années 90, est une application de la théorie de la relativité générale d'Einstein : les rayons lumineux suivent une trajectoire incurvée à proximité d'objets très massifs (ceci a été vérifié lors de l'éclipse de 1917). Le nom de lentille vient du fait que l'on peut comparer le champ de gravité de l'étoile à une lentille qui focaliserait la lumière émise par une source à l’arrière-plan. Le rôle de la lentille est joué ici par une étoile (éventuellement accompagnée de sa planète). Lorsque cette étoile passe devant un objet brillant et lointain (de distance connue), le flux lumineux émis par cet objet est amplifié. L'intensité et la durée du phénomène dépendent de la masse de l'objet déflecteur. Une amplification peut durer un mois pour l'étoile et une journée pour la planète avec une amplitude de 10 à 100 fois plus faible pour cette dernière. Si la courbe de lumière présente une anomalie (un pic dissymétrique, cf. courbe accompagnant l'image ci-dessous), on peut en déduire la présence d'une planète. Cette méthode est d'autant plus efficace que le champ d'étoiles observé est dense, par exemple en direction du centre galactique. Elle est limitée aux planètes massives orbitant autour d'étoiles dont la distance est de quelques kpc. De plus, le passage d'une étoile devant un objet est un phénomène non prévisible et non reproductible. Cette méthode a permis deux détections. La méthode des microlentilles gravitationnelles est particulièrement intéressante, car elle est à l'heure actuelle la seule méthode capable de détecter depuis le sol des exoplanètes dont la masse serait égale à quelques fois celle de la Terre.

 

illustration de la méthode des microlentilles gravitationnelles

• Transit primaire (méthode indirecte)

Le transit de la planète devant son étoile fait varier la luminosité 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.
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 terme de quantité 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 quasiment par la tranche. On peut montrer que pour des orientations aléatoires de l'orbite, la probabilité géométrique de détection par cette méthode est inversement proportionnelle à la distance entre l'étoile et la planète.
Cependant, elle a l'avantage de ne nécessiter l'usage que de télescopes de dimensions raisonnables.

• Transit secondaire (méthode semi-directe)

Le principe repose comme son nom l'indique 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 en fait une méthode semi-directe.
En résumé, on étudie le signal 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 par transit secondaire a été faite avec le télescope spatial Hubble en 2003 sur l'étoile HD209458.

Récemment, des équipes d'astronomes ont réussi à détecter deux exoplanètes de manière directe, par l'utilisation du satellite Spitzer. Celles-ci, qui étaient déjà connues, ont été repérées grâce à la lumière infrarouge qu'elles émettaient.
Cela ouvre de nouvelles opportunités dans le domaine de l'observation. En effet, les chercheurs vont désormais pouvoir essayer de comparer certaines caractéristiques essentielles des exoplanètes repérées jusque là, telles que la couleur, la réflectivité et la température. Ceci permettra de mieux comprendre la manière dont elles viennent à se former.