Historique
Du système solaire aux exoplanètes
De la science fiction à la science
Quelques Exoplanètes
Méthodes de détection
Observation directe
Méthode d’observation très couteuse en temps et en instrumentation, elle se fait dans l’infrarouge, et est principalement réservée pour les observations des disques planétaires vus de face. Les images de planètes s’obtiennent en occultant l’étoile centrale avec un coronographe (instrument avec un masque qui se positionne sur la ligne de visée directe de l’étoile), ce qui permet d’augmenter le contraste du signal entre les planètes présentes dans le disque et l’étoile principale.

Méthodes d’observations indirectes
Les courbes de lumières: Méthode des Transits
Les courbes de lumières sont obtenues en mesurant les variations de l’intensité lumineuse des étoiles en imagerie directe au cours du temps. Ces variations peuvent être dues à des changements intrinsèques de l’étoile ou au passage devant et derrière l’étoile d’un ou plusieurs compagnons. La périodicité et la forme de ces variations sont alors analysées pour déterminer si elles sont dues à la présence d’un compagnon. Si un compagnon est détecté alors des observations plus précises sont faites pour en déterminer la nature. Cette méthode est très efficace, mais n’est valable que dans les cas de compagnons se déplacant dans un disque dont l’angle d’inclinaison par rapport à la ligne de visée est proche de la vue de profil. Le calcul des masses et des angles d’inclinaisons des orbites des planètes nécessite d’observer les étoiles sur de très longues périodes pour affiner les observations.

© Institute for Astronomy-University of Hawaï
C’est la méthode qui sera utilisée par la mission Ariel pour observer et analyser les compostions des atmosphères des exoplanètes.
Mesure des vitesses radiales
C’est une méthode d’observation des spectres des étoiles qui doit être extrêmement précise car il faut mesurer le déplacement des raies d’absorptions des atomes présents dans l’étoile en fonction d’une position de référence (donnée par un autre spectre artificiel — un laser ou une lampe spéciale stabilisée) et ceci sur une période de temps suffisamment longue pour déterminer si ces variations sont intrinsèques ou dues à la présence d’un ou plusieurs compagnons. Ces déplacement spectraux temporels sont causés par le déplacement de l’étoile par rapport au centre de gravité du système planétaire (ou stellaires dans le cas de compagnons stellaires plus faibles). Ces déplacements souvent très faibles, par rapport à la taille de l’étoile elle-même ne sont généralement mesurables que par effet Doppler périodique des fréquences vers le bleu et le rouge en fonction du sens de déplacement par rapport à l’observateur sur la ligne de visée. Comme pour la méthode des courbes de lumières il faut des mesures sur un temps suffisamment long pour pouvoir en préciser la période, et elle n’est vraiment efficace que si le disque planétaire se trouve plutôt de profil. L’avantage de cette méthode bien plus difficile que la méthode des courbes de lumière est qu’elle permet plus facilement de déterminer la masse et l’angle d’inclinaison du disque planétaire.

Micro-lentilles
C’est une méthode d’imagerie directe similaire à celle des courbes de lumière, mais elle se base sur une variation dramatique de l’intensité de la la lumière émise par une étoile. Cette méthode dérive directement de l’application aux observations de la théorie de la relativité générale. Le champ gravitationnel d’un objet crée une lentille gravitationnelle dont l’étude géométrique est « similaire » à celle d’une lentille optique (en particulier la lentille de Fresnel). La lumière en traversant la déformation de l’espace produite par l’étoile sera déviée et l’intensité du signal démultipliée et s’additionnent eu signal de l’étoile lentille causera une forte variation de l’intensité su signal de l’étoile lentille. La forme de la courbe de variation de luminosité en fonction du temps (extrêmement court) permet, en appliquant un modèle basé sur la théorie de la relativité de determiner la masse de l’objet à l’origine de la lentille gravitationnelle et sa géométrie.

