Les méthodes de détections indirectes

Les méthodes indirectes consistent à observer l’influence de la planète sur son étoile hôte. La figure 1.1 présente le nombre d’exoplanètes détectées par différentes méthodes chaque année depuis le premier candidat détecté en 1989 [17] (remarquons toutefois que les auteurs de cette découverte préfèrent par prudence parler de naine brune). Sur ce graphe, il est possible de noter une grande disparité dans l’utilisation des différentes méthodes de détection, provenant de la facilité de mise en œuvre de chaque méthode, soit parce que celle-ci repose sur un phénomène physique rarement observé (comme les microlentilles gravitationnelles), soit plus simplement à cause des limitations technologiques. Ainsi, on peut constater que jusqu’en 2009, la méthode de mesure des vitesses radiales a permis la quasi-totalité des détections. Depuis, on note une nette progression des détections par transits jusqu’à cette année, où la NASA a annoncé la découverte de 715 exoplanètes, détectées par transits grâce au satellite Kepler.

1.1.2.1 Mesure par chronométrage

Cette méthode est assez peu utilisée dans la mesure où elle est propre aux planètes orbitant autour d’un pulsar, étoile à neutrons qui, née de l’explosion d’une étoile massive, est en rotation rapide sur elle-même. Ce mouvement de rotation engendre l’émission d’ondes radios dans un cône aligné sur les axes du champ magnétique de l’astre, visible lorsque ce cône pointe vers la Terre. La période de rotation d’un pulsar étant remarquablement stable, toute perturbation gravitationnelle, telle que celle engendrée par la présence d’un compagnon, induit une perturbation notable de la période de rotation. Cette méthode a permis à A. Wolsczsan et D.A. Frail de détecter deux exoplanètes autour du pulsar PSR1257+12 [18].

FIGURE1.1 – Exoplanètes détectées depuis 1989 par mesure des vitesses radiales (bleu), par tran-sit planétaire (vert), par microlentille gravitationnelle (orange), par chronométrage (jaune) et par imagerie directe (rouge).

1.1.2.2 Mesure des vitesses radiales

C’est cette méthode, très prisée avant d’être supplantée par la détection par transits planétaires, qui a permis la détection de la première exoplanète orbitant autour d’une étoile [13]. Cette der-nière est fondée sur la mesure du mouvement de l’étoile autour du centre de masse du système en présence d’au moins un compagnon. Dans ce cas, étoile et planètes vont orbiter autour de ce centre de masse. Ce mouvement est mesurable par l’effet Doppler-Fizeau qui entraîne un décalage des raies du spectre de l’étoile par rapport à leur position au repos. La variation périodique de la vitesse radiale vr de l’étoile sera la signature de la présence d’un compagnon, comme dans le cas présenté sur la figure1.2. Cette méthode est plus sensible à des planètes massives orbitant proche de leur étoile ; par ailleurs, elle ne permet de mesurer que la quantité MPsin(i)et non MP, où MP

est la masse de la planète et i l’angle entre la ligne de visée et la perpendiculaire au plan orbital du système : on ne mesure ainsi qu’une borne inférieure de la masse du compagnon. Parmi les instruments dédiés à la détection par mesure des vitesses radiales, on peut citer le spectrographe ELODIE [19] installé à l’observatoire de Haute Provence (OHP) en France, et le spectrographe HARPS installé à l’observatoire de La Silla (Chili).

1.1.2.3 Transits planétaires

Cette méthode consiste, lorsque l’inclinaison de l’orbite de la planète par rapport à la ligne de visée l’autorise, à mesurer la variation du flux provenant de l’étoile induite par le passage d’une planète devant celle-ci (illustrée sur la figure 1.3). La mise en œuvre de cette méthode est donc d’autant plus simple que la planète est massive. La baisse de luminosité est de l’ordre de 10−2pour une planète de la taille de Jupiter passant devant le soleil, et 10−4 pour une planète de la taille de

1.1. LA DÉTECTION DE PLANÈTES EXTRASOLAIRES

FIGURE 1.2 – Détection par mesure de la vitesse radiale d’une planète orbitant autour de l’étoile Gliese 581 avec l’instrument HARPS [1].

la Terre.

Cette méthode a rapidement suscité un vif intérêt chez les astronomes : en effet, celle-ci donne accès à des paramètres jusqu’alors inaccessibles, tels que la masse de la planète non biaisée et son rayon. Par ailleurs, les mesures photométriques requises ne requièrent pas un très grand télescope. Cette méthode est actuellement en pleine expansion, comme en témoigne le nombre grandissant de planètes détectées par transit ces dernières années, notamment par les satellites CoRoT [20] (625 candidats détectés au 23 décembre 2011) et son équivalent américain Kepler (715 détections au 26 février 2014). Pour finir, notons que cette méthode a également permis les premières mesures de composition chimique d’atmosphères, obtenues en comparant le spectre de l’étoile pendant et en dehors du transit, comme dans le cas de la planète HD 209458b [21].

1.1.2.4 Microlentilles gravitationnelles

Lorsque les rayons lumineux en provenance d’une étoile passent à proximité d’un corps massif, la relativité générale prévoit que ces derniers soient déviés. Par conséquent, si une étoile coupe l’axe de visée d’une seconde étoile que nous appellerons « étoile de fond », les rayons provenant de cette dernière vont être légèrement incurvés. L’étoile passant devant l’étoile de fond produit ainsi un effet de lentille, qui va se traduire par une augmentation momentanée de la luminosité de l’étoile de fond. Si une planète orbite autour de l’étoile passant devant l’étoile de fond, le même phénomène va se reproduire avec une amplitude réduite, la planète étant notablement moins massive que son étoile hôte. Dans ce cas, on observera une nouvelle augmentation de la luminosité de l’étoile de fond, comme illustré sur la figure1.4.

FIGURE 1.3 – Détection par transit planétaire de la planète CoRoT-Exo-1b par le satellite CoRoT (crédit : CoRoT exo-team).

1.1. LA DÉTECTION DE PLANÈTES EXTRASOLAIRES

FIGURE 1.4 – Détection par microlentille gravitationnelle de la planète OGLE-2005-BLG-390Lb gravitant autour de l’étoile OGLE-05-390L [2]

Cette méthode présente une très bonne sensibilité aux planètes de faibles masses, ceci quelle que soit la distance qui les sépare de leurs étoiles (contrairement aux autres méthodes de détection indirectes, plus adaptées aux planètes de faible période orbitale). Toutefois, ce type de détection repose sur un évenement relativement rare, à savoir le passage d’un système planétaire (étoile et planète) devant une étoile de fond. Par ailleurs, il est impossible de répéter cette mesure pour confirmer la détection. On compte aujourd’hui 7 exoplanètes détectées par microlentilles gravita-tionnelles.

1.1.2.5 Astrométrie

L’astrométrie consiste à mesurer les déplacements tangentiels apparents de l’étoile induits par la présence de la planète. Cette méthode est complémentaire de la détection par mesure des vitesses radiales, qui consiste à mesurer les variations de vitesse de l’étoile le long de l’axe de visée. En pratique, on mesure la position relative de l’étoile par rapport à un objet dont le mouvement peut être négligé. La limitation majeure de cette méthode réside dans la précision requise pour pouvoir effectuer une détection, qui est de l’ordre de quelques dizaines (voir centaines, selon les cas) de microsecondes d’arc. Du fait de cette limitation, seule une planète a été à ce jour détectée par astro-métrie [22]. Toutefois, l’arrivée d’instruments interférométriques tel que le télescope spatial GAIA de l’ESA [23], lancé le 19 décembre 2013, devrait permettre d’atteindre les précisions requises par l’astrométrie.