LES EXOPLANETES OU PLANETES EXTRA-SOLAIRES

QU'EST CE QU'UNE EXOPLANETE ? LES MÉTHODE DE DÉTECTIONS DES EXOPLANETES LA MÉTHODE DES TRANSITS LA MÉTHODE DES VITESSES RADIALES LES EXOPLANETES EN CHIFFRES A QUAND LA PREMIÈRE IMAGE D'UNE EXOPLANETE ?

QU'EST CE QU'UNE EXOPLANETE ?

Les exoplanètes sont des planètes n'appartenant pas à notre Système solaire, qui tournent autour d'une autre étoile. La première exoplanète fut découverte en 1995 autour de l'étoile 51 Peg B qui est située dans la constellation de Pégase. C'est en examinant les spectres de 142 étoiles, qu'un lent balancement régulier d'une raie a été remarqué sur cette étoile. Toutes les exoplanètes ont été découvertes indirectement et il n'est pas possible de les voir pour l'instant. Une centaine d'exoplanètes a été découverte et au moins deux par mois sont découvertes.

Voici une vidéo de 45 minutes de l'univers des Exoplanètes
la partie 2/3 puis partie 3/3

LES MÉTHODE DE DÉCTECTIONS DES EXOPLANETES

LA MÉTHODE DES TRANSITS

Cette méthode indirecte appelée méthode du transit, consiste à détecter le passage d'une planète devant sont étoile. alors il se produit une éclipse partielle, la taille de la planète étant beaucoup plus petite que l'étoile. Cette méthode permet aujourd’hui de repérer des exoplanètes aussi petites que la Terre, mais elle nécessite des alignements fortuits qui sont assez rares. Dans le cas du passage d'une planète comparable à la notre devant une étoile comparable au Soleil on observerait une baisse de luminosité de 0,01% ce qui est très faible et serait masquée par les fluctuations d'absorptions atmosphériques sans quoi il serait possible d'utiliser cette méthode même à l'aide d'un télescope amateur.

Le premier succès de la méthode des transits a été la confirmation de la présence d’une planète autour de l’étoile de type solaire HD 209458. La diminution de 1,80 % de la luminosité de l’étoile apparaît sans ambiguïté. Elle indique la présence d’une planète dont le diamètre vaut 1,30 fois celui de Jupiter bien qu’une planète 10 % plus grosse ou plus petite puisse avoir le même effet. D’après des observations récentes, le diamètre serait plutôt égal à 1,6 fois celui de Jupiter.

La méthode des transits pourraient même révéler si les planètes ont des satellites. En effet, les satellites font légèrement varier le mouvement orbital de leur planète mère, et modifient l’heure de l’occultation.

LA MÉTHODE DES VITESSES RADIALES

Les lois de Kepler prédisent que deux corps liés par la gravitation tournent chacun autour du centre de masse O du système qu'ils forment. Le centre de masse se trouve proche du corps le plus massif (ici l'étoile). En décrivant une ellipse autour de ce point, l'étoile s'approche ou s'éloigne de nous. L’orbite d’une étoile est déviée si une planète gravite autour d’elle. La position de l’étoile dans le ciel varie légèrement au cours du temps. Par comparaison, la variation de la vitesse radiale d’une étoile est proportionnelle au rapport entre les masses de la planète et celles de l’étoile, c’est-à-dire proportionnelle au rapport des cubes de leur rayon. C'est pour cette raison que seuls des planètes très massives et proches de leur étoile ont été découvertes à présent.

Quand l’étoile se rapproche de nous, les raies de son spectre se décalent vers des longueurs d’onde plus courtes, donc vers le bleu. Quand elle s’éloigne, les raies se décalent vers le rouge. En mesurant ces décalages Doppler périodiques, les astronomes peuvent estimer l’orbite et la masse de la planète ou des planètes en orbite. Cette méthode permet de détecter seulement des planètes ni trop petites ni trop éloignées de leur étoile.

 
Démonstration de la méthode de la vitesse radiale (radial velocity)
employée pour la détection d'exoplanète. Vidéo réalisée par l'ESO.

Quand la planète se situe sur l'axe qui passe par l’observateur et l’étoile,
alors une modulation du spectre de l'étoile est produit.

Actuellement il est difficile de voir directement une exoplanète, même de taille supérieure à Jupiter. En effet, entre étoile et planète, le contraste de brillance est très élevé et la séparation angulaire faible, même dans le cas de systèmes proches de nous. La coronographie, qui consiste à éclipser artificiellement une étoile pour observer son environnement proche, peut résoudre le problème du contraste. L’interférométrie permet d’augmenter sensiblement la résolution angulaire. En combinant la lumière issue de plusieurs télescopes éloignés observant la même région du ciel, on aboutit à une résolution angulaire égale à celle que l’on obtiendrait avec un gigantesque instrument d’ouverture égale à la distance entre les télescopes.

Des projets basés sur l'utilisation des plages noires (speckles) produites par la turbulence atmosphérique, ou encore sur l'interférométrie sont à l'étude. Seul les télescopes avec optique adaptative ou les télescopes spatiaux pourront photographier une planète à coté de son étoile dans l'infrarouge à condition qu'elle soit très jeune et à environs 1" d'arc de son étoile.

Le télescope spatial Hubble est le premier télescope à avoir pris la première lumière instantanée visible d'une planète qui tourne autour d’une autre étoile. Car en 2008 autour de l'étoile Fomalhaut B dans la constellation du poisson austral située à environ 25 années-lumière de nous l'équipe de l'américain Paul Kalas a observé sur un cliché coronographique du télescope spatial Hubble une exoplanète trois fois plus massif que Jupiter et à 119 UA de l'étoile et donc a 18UA du bord interne de l'anneau.

Puis aussi en 2008 les astronomes canadiens québécois Christian Marois, René Doyon et David Lafrenière ont photographié un système planétaire de trois planètes sur les quatres planètes en utilisant les télescopes Keck et Gemini autour de l'étoile HR 8799 située à 129 années-lumière de nous dans la constellation de Pégase.

A gauche le Système planétaire HR8799 photographié avec télescopes Keck et Gemini
A droite l'étoile Fomalhaut B et son exoplanète observées par le télescope Hubble