Voir quand la lumière baisse
Les étoiles ont une vie mouvementée. Des étoiles que l’on pensaient stables se révèlent pus agitées, comme notre soleil dont les sautes d’humeurs peuvent nous causer bien des ennuis. Ces agissements se traduisent par des variations d’intensité lumineuse qui se mesurent très précisément. Parmi les variations de luminosité périodique, il existe des éclipses qui peuvent être dues à un compagnon stellaire ou à la présence de planètes qui passent devant le disque stellaire. On parle alors de transit planétaire. Ces transits planétaires sont observés régulièrement dans notre système solaire lorsque Venus et Mercure passent devant notre soleil. Notre Soleil est suffisamment proche pour que nous observions directement l’ombre de Venus sur le disque solaire. Mais le soleil est trop puissant pour observer directement la basse d’intensité durant le transit, on va donc utiliser la reflection de sa lumière par la Lune, dont l’albédo (capacité à réfléchir la lumière) est suffisamment important pour permettre par exemple à Hubble de mesurer la variation d’intensité lumineuse pendant le transit.
Crédit photo : D. Kiselman/Royal Swedish Academy of Sciences/IMCCE/NASA/Hubble.
Les transits exoplanétaires
Dans le cas des exoplanètes, le problème se pose autrement. Les planètes ne sont pas observable directement à cause du contraste trop élevé entre la lumière de l’étoile et celle des planètes potentielles. Il faut observer les étoiles pendant suffisamment longtemps, pour pouvoir détecter si les variations observées sont aussi en partie dues au passage périodique d’une ou plusieurs planète devant l’étoile sur la ligne de visée. Une fois les signaux systématiques dus à la variabilité intrinsèque de l’étoile soustrait, le signal de l’étoile est analysé pour détecter la présence de signaux périodiques. Une fois la période des signaux déterminée, les données sont organisées en temps de phase.
Lorsque les transits sont identifiés, des observations supplémentaires sont nécessaires pour raffiner les éphémérides. À partir de la profondeurs du creux du au transit de la planète devant l’étoile, il est possible d’avoir un estimation du rayon et de l’orbite de la planète et donc de sa masse. La combinaison de la masse et du rayon permettent d’estimer la densité de la planète et de la classifiée selon les type de planètes connues: Jupitèriennes, Neptuniennes, Terrestres (ou telluriques) … Leur proximité `l’étoile permet aussi d’estimer leur température de surface ou effective. Ces estimations sont plus ou moins précises en fonctions des connaissances sur l’étoile hôte, et la précisions des mesures photométrique (de lumière) autour et durant le transit.
Observations en transmission
Lors des transit, on utilise la lumière de l’étoile hôte passant au travers de l’atmosphère de la planète pour mesurer la composition de cette atmosphère. La lumière observée directement est un composite de la lumière de l’étoile et de la planète, l’observation de l’étoile hors transit permet de connaitre le signal non contaminer par la planète issue de l’étoile, et de le soustraire à la lumière combinée étoile-planète. Une fois, le signal de l’étoile soustrait, il ne reste plu en principe que le signal de la planète. Les contrastes sont très faibles, une partie pour 1-10 millions. L’image dessous sont des spectres dee planètes une fois le signal de l’étoile soustrait – les points noirs – les lignes continues bleue représentes des modèles de récupérations de données basés sur les modèles de planètes en fonction de la densité et de la composition probable de la planète. Si l’accord est bon alors les hypothèses de départ sont probablement valables.
