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Les exoplanètes, d’autres mondes… |
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Les méthodes utilisées
Les techniques utilisées à ce jour pour l’observation des planètes extrasolaires sont pour la
plupart indirectes. C’est-à-dire qu’elles ne permettent pas d’analyser la lumière émise par la
planète, mais s’attachent à analyser des particularités de l’étoile mettant en évidence la
présence d’une planète. Nous décrirons ici plus en détail les deux méthodes principales,
appelées « vélocimétrie » et « transit ».
La vélocimétrie est basée sur la mesure du mouvement d’une étoile, que l’on peut estimerprécisément en observant la décomposition de sa lumière en longueurs d’onde (le « spectre »de l’étoile). Ce mouvement peut être dû à la présence d’une planète, dont l’effet gravitationnel est décrit par les lois de Kepler1, établies au 17ème siècle. L’étoile et son compagnon planétaire tournent autour de leur centre de gravité, et donc l’étoile paraît se déplacer sur le ciel, à une vitesse qui est liée à la masse de la planète et la distance qui les sépare. Ce mouvement induit un décalage infime du spectre de l’étoile, vers le rouge quand elle s’éloigne de l’observateur, et vers le bleu lorsqu’elle s’en rapproche2. On mesure, en fonction du temps, la vitesse radiale de l’étoile, donc la vitesse de son oscillation sur la ligne observateur-étoile.
Dans un système étoile-planète, les deux corps tournent autour de leur centre de gravité, situé légèrement en dehors du centre de l’étoile ; celle-ci paraît donc osciller.
La vélocimétrie est une technique bien maîtrisée depuis plus de 20 ans. Elle était d’abord
utilisée pour découvrir les étoiles doubles, puis, en gagnant en précision, elle permet
maintenant de détecter le mouvement plus petit des étoiles dû à leur éventuel compagnon
planétaire. Les variations de vitesse radiale sont d’autant plus importantes que la planète est
proche de l’étoile, et qu’elle est massive. Ceci explique que l’on ait d’abord découvert des
planètes géantes à courte période, comme 51 Pégase qui fait le tour de son orbite en seulement 4,2 jours. Une mesure de la masse est donc possible à partir de la courbe de vitesse radiale (aux problèmes d’inclinaison près), ainsi que l’estimation des paramètres orbitaux de la planète. Enfin, cette méthode ne s’applique qu’à un certain type d’étoiles, des étoiles assez semblables au soleil (il faut que leur spectre contienne beaucoup de raies d’absorption), et assez brillantes pour que leur spectre puisse être précisément mesuré ; on peut sonder avec les instruments les plus récents les étoiles jusqu’à environ 500 années lumière.
La variation de vitesse Elle est partiellement observée, Elle n’est plus décelable.
radiale est complètement valeur inférieure de la masse.
due à la planète.
1 Les 3 lois de Kepler décrivent le mouvement des planètes sous la forme d’ellipses, et établissent la relation
entre la période orbitale et la distance étoile-planète.
2 C’est l’effet Doppler, que l’on observe aussi au passage d’une sirène : le son émis est plus aigu quand la sirène s’approche, et plus grave quand elle s’éloigne.
 A gauche, la courbe de vitesses radiales de 51 Pégase b ; l’axe horizontal correspond au
temps (ou à la phase de l’orbite), et l’axe vertical est la mesure de la vitesse sur la ligne de
visée observateur-étoile. A droite, le télescope de 193cm de l’Observatoire de Haute
Provence, auquel on doit la découverte de la première exoplanète, sur le spectrographe
ELODIE (M. Mayor et D. Queloz en 1995).
La méthode des vitesses radiales a permis de découvrir à ce jour plus de 200 planètes
extrasolaires, c’est-à-dire quasiment la totalité des planètes connues. Nous verrons leurs
caractéristiques dans le chapitre suivant.
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