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XO-2 |
| CONCLUSION |
| LIENS et REMERCIEMENT |
PRESENTATION
Les exoplanètes sont des planètes situés dans d'autres systèmes solaire que le notre et qui orbitent donc autour d'une étoile autre que le Soleil. Comme celles de notre système solaire, les exoplanètes peuvent être telluriques ou gazeuses mais on connaît surtout les gazeuses géantes qui sont plus faciles à détecter. Les première furent détecter dans les années 90 et à ce jour 287 planètes ont été découvertes et ce nombre augmente chaque année.
Il est très rare d'observer des planètes extra solaires en direct (c'est-à-dire directement avec un télescope sans traitements ultérieurs). En effet, nos instruments de détections ne possèdent pas un pouvoir séparateur suffisant car la distance qui nous sépare de l'étoile est infiniment plus grand que la distance qui sépare la planète de l'étoile. C'est pour cela que l'on utilise différentes méthodes de détection indirectes :
- La
spectroscopie ou
méthode des vitesses radiales permet de détecter
la présence d'une planète autour d'une
étoile. C'est un prisme qui étale la
lumière selon les longueurs d'onde qui la composent. Chacun
connaît le phénomène du train qui
s'approche ou s'éloigne de l'observateur. A l'approche, la
fréquence augmente, son plus aigu, et à
l'éloignement, la fréquence diminue, son plus
grave. C'est l'effet Doppler. La même chose se produit avec
l'étoile. La planète, en tournant autour, se
rapproche ou s'éloigne de nous, provoquant une modulation du
spectre de l'étoile.
La mesure du
décalage
spectrale périodique renseigne les chercheurs sur la
présence de planètes. Le
décalage D est liée à la vitesse
radiale par la formule D = V/c
où c est la vitesse de la lumière, D le décalage de la longueur d'onde, et V la vitesse radiale.
En mesurant le décalage des raies de l'étoile, il est possible d'en déduire les variations de la vitesse radiale.
où c est la vitesse de la lumière, D le décalage de la longueur d'onde, et V la vitesse radiale.
En mesurant le décalage des raies de l'étoile, il est possible d'en déduire les variations de la vitesse radiale.
- L'effet de lentille gravitationnelle peut être mis à profit lorsqu'une planète passe devant une étoile, selon le principe qu'un astre dévie légèrement le trajet de la lumière. Cela produit une petite amplification de celle-ci. L'intensité et la durée dépendent de la masse de la planète.
- L'astrométrie
est une technique
délicate. C'est la mesure visuelle du balancement de
l'étoile. Le déplacement du centre de
gravité dû aux perturbations gravitationnelles,
est
très faible. A 30 années lumière,
Jupiter induit
un déplacement de 1/1000 ème de seconde d'arc du
soleil(1
pièce de 10 centimes à 2000 km) et la Terre 1
µs
d'arc (2 mm sur la Lune). Il faut donc que l'instrument de mesure soit
d'une très bonne précision.
D'autre
méthodes moins connues sont aussi
utilisées. Enfin, il existe la méthode du
transit, bien connue, elle.
C'est cette méthode que l'on a utilisé pour
détecter
nos exoplanètes.
On
parle de transit quand un objet passe devant un autre objet plus
grand. Dans notre situation, le transit correspond au
passage d'une planète entre une étoile et
l'observateur. Dans le système solaire, depuis la Terre, on
peut logiquement observer seulement Mercure et Vénus qui
sont
les deux seules planètes à s'intercaler entre la
Terre
et le Soleil. Toutefois de tels transit ne se produisent environ que
quelques fois par siècle du fait de leur période
de
révolution autour du soleil et des conditions
nécessaire
au transit !!! (cf choix des cibles).
Dans le cas interstellaire, on trouve des planètes avec une période de révolution beaucoup plus courte. On peut donc faire des observations plus régulièrement. Il faut toutefois avoir un alignement de l'étoile, de l'exoplanète et de la Terre.
Dans le cas interstellaire, on trouve des planètes avec une période de révolution beaucoup plus courte. On peut donc faire des observations plus régulièrement. Il faut toutefois avoir un alignement de l'étoile, de l'exoplanète et de la Terre.
En
théorie, on devrait observer la planète se
déplaçant
devant l'étoile. En réalité, la
quantité
de lumière émise par la planète est
beaucoup
plus faible que la luminosité de l'étoile. De
plus, la
planète est bien plus petite que l'étoile. Il est
donc
nécessaire pour observer le transit, d'enregistrer la
diminution de luminosité de l'étoile
provoquée
par le passage devant elle, de la planète. Cette diminution
de
la luminosité pendant un certain temps va nous donner une
courbe de lumière grâce à la technique
de la photométrie.