Les méthodes de détection d’exoplanètes

Détecter des planètes en dehors du système solaire est une entreprise extrêmement difficile avec des méthodes d’observation traditionnelles. D’abord parce que les planètes n’émettent guère de lumière par elles-mêmes et ne sont donc visibles que par réflexion de l’éclat de leur étoile. Ensuite, parce que ces planètes se trouvent à proximité d’une étoile qui, elle, émet énormément de lumière et va complètement noyer le faible éclat de la planète. Enfin, parce que le problème de la turbulence atmosphérique va comme d’habitude rendre les mesures beaucoup plus difficiles pour les télescopes terrestres.

Pour toutes ces raisons, la recherche de planètes extrasolaires n’a vraiment put commencer qu’à la fin du XXe siècle avec des méthodes nouvelles et des instruments d’une précision sans précédent.

La méthode de la vitesse radiale

La méthode de la vitesse radiale s’appuie sur les perturbations qu’une planète provoque sur le mouvement de son étoile. En effet, tout comme l’étoile exerce une force d’attraction gravitationnelle sur la planète, cette dernière produit une force égale et opposée sur l’étoile. Bien évidemment, l’étoile est beaucoup plus massive que la planète et l’effet de cette force réciproque est donc extrêmement faible.

Les variations de position de l’étoile sous l’effet de cette perturbation planétaire sont très faibles et trop difficiles à détecter à l’heure actuelle. La méthode de la vitesse radiale cherche donc à mesurer de petits changements de vitesse plutôt que de position de l’étoile.

Un moyen très efficace pour cela est d’utiliser l’effet Doppler. En effet, les variations de vitesse de l’étoile le long de notre ligne de visée se traduisent, grâce à l’effet Doppler, par de légers déplacements en longueur d’onde du spectre apparent de l’étoile. Il suffit donc en théorie d’identifier certaines raies de ce spectre et d’observer les faibles changements de leur longueur d’onde avec le temps pour en déduire la présence d’une perturbation gravitationnelle par autre corps.

Evidemment ces fluctuations sont toujours très faibles et ne sont généralement détectables que lorsque la planète produit d’importantes perturbations gravitationnelles. Ceci limite la méthode de la vitesse radiale aux planètes massives de type géante gazeuse et uniquement si ces planètes sont plus proches de leur étoile que Mercure de notre Soleil. Lorsque ces conditions sont réunies, des observations spectroscopiques très précises peuvent révéler la planète et fournir approximativement sa masse et des informations sur son orbite.

Vitesse radiale

Graphe de la vitesse radiale de l’étoile Gliese 581 en fonction de la position de la planète Gliese 581c. Crédit : ESO

La méthode du transit

La deuxième méthode principale de recherche d’exoplanètes est l’observation d’un possible transit, c’est à dire le passage d’une planète exactement entre l’étoile et la Terre lors de son orbite. Evidemment le transit de la planète n’est pas observable directement étant donné les distances en jeu. Mais lorsqu’il se produit, la luminosité apparente de l’étoile baisse légèrement car une petite fraction de sa surface est cachée temporairement, et des mesures précises peuvent détecter cette situation.

Cette méthode fournit des informations plus précises que la précédente sur la masse et l’orbite de la planète. Elle permet également de calculer la taille de la planète : plus cette dernière est grande, plus la baisse temporaire de luminosité est marquée.

La méthode du transit ne peut malheureusement révéler que les planètes qui passent exactement entre leur étoile et la Terre, ce qui est rare. Elle est également limitée à des planètes assez grosses car une petite planète tellurique ne provoquerait pas une baisse de luminosité facile à détecter à l’heure actuelle.

Courbe de lumière

La courbe de lumière d’un transit d’exoplanète observé par le satellite Corot en mai 2007. Crédit : CoRoT exo-team

L’effet de microlentille gravitationnelle

Un effet de lentille gravitationnelle classique se produit par exemple lorsque une étoile proche passe exactement entre la Terre et une étoile plus éloignée. D’après la relativité générale, les rayons lumineux qui nous proviennent de l’étoile lointaine sont légèrement déviés au passage de la plus proche. Ceci peut produire des effets d’optique comme des images multiples de l’étoile lointaine ou une augmentation de sa luminosité apparente.

Une situation beaucoup plus rare se produit lorsque l’étoile proche est accompagnée d’une planète qui contribue à la déviation des rayons lumineux. Dans ce cas, l’analyse de l’image finale peut révéler les distorsions que la planète a introduit et fournit donc une méthode indirecte de détection de cette dernière.

L’effet de microlentille gravitationnelle permet de calculer la masse de la planète et sa distance approximative à l’étoile. Cette méthode nécessite un alignement parfait entre deux étoiles et est donc relativement limitée. Elle présente cependant l’énorme avantage de pouvoir détecter des planètes plus petites et plus éloignées de leur étoile puisqu’elle ne dépend ni de perturbations gravitationnelles, ni d’une mesure de luminosité.