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Exoplanètes, un monde en mouvement

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Exoplanètes, un monde en mouvement

La détection des planètes extrasolaires

Depuis la découverte en 1995 de la première planète orbitant autour d'une étoile autre que le Soleil, près de 2000 planètes extrasolaires ont été détectées. Guillaume Hébrard, chercheur à l’Institut d’astrophysique de Paris (IAP, UPMC/CNRS) travaille avec ses collègues sur la recherche et la caractérisation des planètes extra-solaires. Il présente les différentes méthodes qui aident à comprendre la formation et l’évolution des systèmes planétaires.

 

Cette vue d'artiste montre l'une des trois planètes nouvellement découvertes au sein de l'amas d'étoiles Messier 67. Les étoiles de cet amas sont toutes d'âge et de composition proches de ceux du Soleil. Cela fait de cet amas un parfait laboratoire d'étude du nombre de planètes susceptibles de se former dans un environnement aussi surpeuplé. Très peu de planètes ont été découvertes dans des amas, celle-ci présente en outre la particularité d'orbiter autour d'un jumeau solaire – une étoile quasiment identique au Soleil. © ESO/L. Calçada

 

La plupart des exoplanètes ne peuvent être observées directement car la résolution des télescopes actuels est trop faible. Une planète n’émet que très peu de lumière propre : elle ne fait principalement que réfléchir celle de son étoile. L’étoile peut être jusqu’à 10 milliards de fois plus brillante que la planète. De plus, la majorité des exoplanètes sont très proches de leur étoile, dix à cinquante fois plus proche que la Terre du Soleil. Par conséquent, on ne peut distinguer leur lumière qui est noyée dans celle de l’étoile.

 

Comment détecte-t-on une exoplanète ?

En tournant autour de son étoile, la planète provoque de légers mouvements de celle-ci autour du centre de gravité du système : elle s’éloigne et se rapproche de l’observateur périodiquement.

 

La méthode des vitesses radiales Lorsqu’une planète est en orbite autour d’une étoile, les deux corps tournent autour d’un centre de masse commun. Projeté sur la ligne de visée, le déplacement de l’étoile se traduit par un rapprochement et un éloignement périodique par rapport à l’observateur. Ces variations de vitesse radiale de l’étoile se traduisent par un déplacement en fréquence de la lumière observée, vers le bleu lorsqu’elle se rapproche de l’observateur, et vers le rouge lorsqu’elle s’en éloigne.

 

L’amplitude et la périodicité des variations permettent de mesurer la masse de la planète et sa période orbitale. Les instruments utilisés sont des spectrographes à haute résolution comme SOPHIE à l’Observatoire de Haute-Provence (France) et HARPS à l’Observatoire européen austral de La Silla (Chili).

 

La méthode des transits

La méthode des transits consiste à détecter une baisse temporaire de luminosité de l’étoile correspondant au passage d’une planète qui l’occulte alors partiellement. Elle permet notamment de mesurer la taille des planètes. En la combinant avec la méthode des vitesses radiales, on peut alors estimer la densité de la planète et ainsi étudier sa structure interne, rocheuse ou gazeuse.

 

L’imagerie directe

Cette méthode est peut-être la plus intuitive puisqu’elle consiste à prendre une « photographie » de la planète. Il faut cependant pouvoir isoler sa lumière de celle émise par son étoile avec un flux bien plus élevé. Les planètes détectées avec cette technique sont surtout de brillantes géantes gazeuses en orbite à grande distance (>10 unités astronomiques environ) de leur jeune étoile-hôte (moins de 10 millions d’années) : le contraste est alors meilleur dans l’infrarouge entre l’émission thermique planétaire et celle de l’étoile dont le spectre est décalé vers de plus grandes longueurs d’onde.

 

La méthode des microlentilles Les exoplanètes peuvent être détectées par la méthode des microlentilles gravitationnelles. Cette technique repose sur une application de la théorie de la relativité générale, selon laquelle les rayons lumineux se courbent à proximité d’un objet massif. Ainsi, lorsqu’un objet céleste passe sur la ligne de visée entre une étoile source et l’observateur, il en amplifie la luminosité, jouant le rôle de lentille. Si cet objet est une étoile accompagnée d’une planète et que la configuration géométrique est adéquate, on observe deux pics d’amplification. Le premier, le plus long de l’ordre du mois, correspond à l’étoile ; le second, beaucoup plus court de l’ordre du jour, à la planète.

 

Si la lentille est un système planétaire, la présence de la planète génère une anomalie sur la courbe de lumière, qui dépend de sa masse, de sa distance orbitale projetée sur le plan du ciel, et aussi de sa position relative pendant l’observation. Bien que de nombreux événements de micro-lentilles soient régulièrement observés, seulement une petite fraction présente des anomalies planétaires. Cette méthode est cependant efficace pour détecter les planètes orbitant à grande distance autour de leur étoile, ou les planètes flottantes éjectées de leur système planétaire d’origine.

 

L'astrométrie sur divers télescopes terrestres et missions spatiales Cette technique consiste à observer directement les positions et mouvements propres de l'étoile sur le fond du ciel avec à la clé, des données très précises sur la masse de la ou des planètes perturbatrices.

Pour en savoir plus :

Institut d’astrophysique de Paris (IAP, CNRS/UPMC)Nouvelle fenêtre

 

À voir : Conférences filmées traitant du sujet et données par des chercheurs de l'institut d’astrophysique de Paris (Alain Lecavelier des Étangs et Guillaume Hébrard) :

 

Les planètes extrasolaires : la découverte des nouveaux mondesNouvelle fenêtre

 

La révolution des exoplanètesNouvelle fenêtre



21/04/15