ESEP

La méthode des vitesses radiales

Severine Raimond — 2013-02-05T12:38:01Z

La méthode des vitesses radiales est une méthode spectroscopique utilisée dans la recherche d'exoplanètes. Cette technique est la plus utilisée dans la détection de planètes extra-solaires.
Elle a permis de découvrir la grande majorité des exoplanètes, soit plus de 500.


Schéma explicatif de la méthode des vitesses radiales: L'oscillation de l'étoile, révélée par les décalages de raies dans son spectre, atteste de la présence d'une exoplanète.
Crédits : ESO

Cette méthode d'observation indirecte se base sur le fait que l'exoplanète et son étoile se déplacent en réalité l'une autour de l'autre, autour de leur centre de masse. Compte tenu du rapport de masse gigantesque entre l'étoile et sa planète, le mouvement de l'étoile est très faible.

Cependant, en observant le spectre de l'étoile, l'effet Doppler-Fizeau permet de rendre compte des variations de sa vitesse radiale, c'est-à-dire de son mouvement.
Quand l'étoile se rapproche légèrement de nous, les raies du spectre stellaire sont décalées vers le bleu, tandis que lorsque l'étoile s'éloigne, les raies du spectre sont décalées vers le rouge.
Il est alors possible en analysant le déplacement des raies de mettre en évidence la présence d'une exoplanète et de déterminer sa masse.

L'imagerie directe

Severine Raimond — 2013-01-31T16:04:36Z

Cette méthode dépend du développement de l'imagerie à haute résolution angulaire. Elle a donné ses premiers résultats dans le domaine des planètes extrasolaires assez récemment et concerne de nombreux projets instrumentaux basés au sol ainsi que dans l'espace.

Les planètes possédant un demi-grand axe important (bien supérieur à 10 fois la distance Terre - Soleil) sont accessibles pourvu que les étoiles autour desquelles elles orbitent se situent dans le voisinage solaire.

Cette méthode explore la zone transitoire entre les compagnons de faible masse comme les naines brunes, et les planètes géantes. L'imagerie directe est une première étape vers la spectroscopie directe qui constitue un des objectifs scientifiques de la génération des télescopes géants tels que l'ELT.


L'exoplanète 2M1207b détectée par imagerie directe: Image composite en proche infrarouge de l'exoplanète 2M1207b en orbite autour de son étoile, réalisée avec l'instrument NACO du VLT en 2004.
Crédits : ESO

La méthode des microlentilles

Severine Raimond — 2013-01-31T16:01:28Z

Cette méthode photométrique a permis la détection d'environ 20 planètes.
Cette technique se base sur l'amplification de la lumière résultant d'un alignement parfait entre une étoile lointaine et une étoile plus proche située sur sa ligne de visée. L'étoile lointaine agit comme un phare sur l'étoile intermédiaire qui peut donc émettre une luminosité relativement faible, contrairement à la méthode des transits qui concerne seulement des étoiles brillantes.

Cette méthode des microlentilles donne donc accès à des étoiles plus lointaines, élargissant la recherche d'étoiles comptant des planètes à d'autres types spectraux. Les planètes de masse terrestre deviennent ainsi potentiellement détectables, ce qui fut le cas en 2006 avec une planète de 5,5 masses terrestres.

Cependant, l'efficacité de la méthode dépend d'un réseau de télescopes basés au sol qui observent continuellement un grand champ du ciel de quelques minutes d'arc très dense en étoiles. La direction du bulbe galactique est privilégiée.
Un réseau d'environ 30 télescopes est sur le point d'être finalisé à cet effet.

La méthode des transits

Severine Raimond — 2013-01-31T15:54:14Z


Vue d'artiste du transit d'une exoplanète devant son étoile: Lorsqu'une planète occulte son étoile, la luminosité de l'étoile diminue très faiblement, mettant en évidence la présence de l'exoplanète.
Crédits : ESO/L. Calçada

Cette méthode photométrique est basée sur la mesure de la lumière d'une étoile occultée par sa planète. La probabilité d'une détection est bien meilleure quand la mission est située dans l'espace, comme les missions Corot et Kepler ont pu le montrer.

Environ 300 planètes ont été détectées avec la méthode des transits qui présente l'avantage d'éliminer l'incertitude sur l'inclinaison de l'orbite. En effet, cette orbite se trouve dans un plan Terre – étoile, ce qui permet de déterminer sa masse à partir de la technique des vitesses radiales. Cela donne aussi une mesure du diamètre de la planète et par conséquent de sa densité.
Ceci constitue un premier élément essentiel pour caractériser les planètes extrasolaires.

On peut compléter l'étude en analysant des courbes de lumière à différentes longueurs d'onde, particulièrement dans l'infrarouge. La comparaison des courbes de lumière avec des modèles a contraint la composition des atmosphères des exoplanètes (H₂O, CH₄, CO₂, etc…).
En fin de compte, la différence entre la lumière émise par l'étoile occultée et la planète occultante permet d'accéder au spectre d'absorption de l'atmosphère planétaire.
Cependant, ces transits ne sont accessibles que pour une poignée d'étoiles brillantes permettant d'obtenir un signal sur bruit suffisant. De plus, cette méthode de détection est généralement limitée aux planètes géantes proches de leur étoile (bien plus proches que la Terre du Soleil), appelées des « Jupiters chauds ».

Exoplanètes

Florence HENRY — 2011-11-17T22:26:52Z


Vue d'artiste d'une exoplanète autour de son étoile: Crédits : ESO/L. Calçada

Une exoplanète, ou planète extrasolaire, est une planète qui orbite autour d'une étoile autre que le Soleil. Depuis la première découverte d'une exoplanète en 1995 à partir d'observations au sol, plus de 900 exoplanètes ont été découvertes à ce jour.

Plusieurs techniques de détection ont été développées, chacune présentant des avantages et des limitations, à travers 60 programmes de détection basés au sol et plusieurs instruments spatiaux parmi lesquels les missions spatiales COROT et Kepler qui ont permis de faire un bond en avant dans la découverte d'exoplanètes.

Les principales techniques de détection d'exoplanètes sont les suivantes :

La plupart des planètes détectées l'ont été par la méthode des vitesses radiales avec l'instrument spécialisé HARPS. Des planètes de plusieurs masses de Jupiter ont été décelées dans les premiers temps, avec des progrès permettant d'atteindre aujourd'hui la limite de quelques masses terrestres, soit une évolution d'un facteur 150 sur la masse détectable des planètes découvertes.

Cette activité de recherche doit continuer, en particulier pour parfaire notre compréhension de la relation entre le type spectral de l'étoile et la présence d'un système planétaire, vu que la plupart des travaux ont été effectuées sur des étoiles de type solaire. Des études statistiques significatives sont néanmoins déjà disponibles.

En résumé, l'effort considérable pour détecter des exoplanètes révèle une extrême variété de planètes extrasolaires, caractérisées par une large gamme de masses, de tailles, d'excentricités d'orbite et par leur fréquence autour d'une étoile. Cette volonté de détection se poursuit vers des masses plus faibles, avec la masse de la Terre comme objectif symbolique, et vers les étoiles de type spectral différent de celui des étoiles de type solaire, comme les naines de type M qui sont plus fréquentes dans le voisinage du Soleil.

L'exoplanétologie spatiale envisage maintenant la phase suivante qui est la caractérisation des atmosphères par méthode spectroscopique. De nouveaux instruments sont à l'étude au sol. Leur spatialisation, mais aussi la conception de nouveaux instruments spatiaux pour la caractérisation des environnements des exoplanètes, est l'un des enjeux que ESEP devra poursuivre. Les missions ECHO et PLATO, deux candidates pour la mission M3 du programme Cosmic Vision de l'ESA, sont concernées par cette R&T ESEP.