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4   Les méthodes de détection de planètes extrasolaires

Que d’autres étoiles que le soleil puissent abriter une ou plusieurs planètes semble une hypothèse plus que raisonnable. Le soleil n’est qu’une étoile parmi tant d’autres, et de même que la Terre n’a aucune raison d’être le centre de l’univers, le système solaire n’en a aucune d’être unique. Reste que trouver ces planètes et établir la preuve de leur existence se révèle être un exercice difficile. Les astronomes ont depuis longtemps cherché le moyen de relever le défi, mais furent jusqu'à il y a peu limités par les instruments. Toutefois, de multiples méthodes existent [16] et sont fort prometteuses, même si certaines n’ont pas donné de résultat pour l’instant. Ce sont ces différentes méthodes que nous allons maintenant décrire, ainsi que les résultats qu’elles ont donnés.

4.1  Description des différentes méthodes.

On peut classer dans un premier temps les méthodes de détection de planètes extrasolaires en deux catégories principales :

• les méthodes directes ;
• les méthodes indirectes.

Pour les premières, la planète est révélée directement par son émission, soit en détectant la lumière de l’étoile réfléchie avec un certain albédo, soit en détectant un excès d’émission dans l’infrarouge. Pour les deuxièmes, on détecte le mouvement de réaction de l’étoile due à la présence du compagnon. Ce mouvement peut être détecté par les variations angulaires de position de l’étoile, ou par les variations de vitesse radiale, ou encore par le chronométrage et la mesure des variations de l’instant de détection d’un événement survenant dans l’étoile.

En plus de ces effets classiques de la présence d’un compagnon, il existe d’autres phénomènes qui peuvent révéler la présence du compagnon :

• On peut rechercher l’écho de la lumière de l’étoile réfléchie par la planète. Si l’étoile présente des variations de luminosité, la planète doit présenter les mêmes variations avec un retard dépendant de sa distance à l’astre centrale [2] ;
• Si l’orbite de la planète est convenablement orienté par rapport à la direction d’observation, la lumière de l’étoile doit décroître lorsqu’il y a occultation de l’étoile par la planète [15] ;
• Si la planète et l’observateur sont alignés avec une étoile d’arrière plan, la planète peut provoquer une amplification gravitationnelle de la lumière de l’étoile [11] ;
• Enfin, la planète peut, à l’image de Jupiter, posséder une émission radio intrinsèque [10].

En plus de la classification des méthodes suivant leur caractère direct ou indirect, il est également possible de les classer suivant le type de planète qu’elle sont susceptibles de détecter. Pour ce faire, nous distingueront les planètes de même type que la Terre, c’est à dire les planètes telluriques, des planètes de même type que Jupiter, c’est à dire les planètes géantes gazeuses.

Les méthodes utilisant l’imagerie, l’astrométrie ou l’accéléromètrie sont plutôt favorables à la détection de planète de type jovien. La méthode consistant à repérer l’écho de la lumière de l’étoile centrale est, elle, adaptée aux planètes de type tellurique. Enfin, les méthodes utilisant l’émission radio, l’excès d’infrarouge, l’occultation de l’étoile par la planète, l’amplification gravitationnelle ou la variation de l’instant de détection d’un événement sont adaptées aux deux types de planètes.

Le Tableau 1 récapitule l’ensemble des méthodes de détection, les paramètres qu’elles permettent d’obtenir ainsi que le type de planète pour lequel elles sont le plus favorables.

4.2  Résultats obtenus avec les différentes méthodes

Si l’énumération des méthodes de détection possibles d’une planète extrasolaire peut donner l’impression que l’on peut en détecter facilement, les faits sont tout autre. En effet, on travaille dans ce domaine aux limites de sensibilité des instruments. Aussi, jusqu’en 1995, les résultats furent plutôt décevants.

Jusqu'à cette date, trois planètes avaient été détectées par chronométrage autour du pulsar PSR 1257+12, une par occultation autour de Béta Pictoris et une par amplification gravitationnelle autour de Proxima du Centaure. Pour les trois premières, le type de l’astre central exclut toute comparaison avec le système solaire, et les deux dernières sont toujours en attente de la confirmation de leur existence.

En Octobre 1995, Michel Mayor et Didier Queloz ont détecté par accéléromètrie la présence d’un planète autour de l’étoile 51 Pegasi [13] [12]. Cette méthode est à lors actuel la plus prolifique. Elle a permis en effet de détecter l’existence de onze planètes où systèmes planétaires autour d’étoiles de la séquence principale. Le Tableau 2 récapitule les caractéristiques de ces planètes.

Ces résultats sont cette fois des plus encourageants. Mais comme la détection est faite de manière indirecte, elle laisse place à différentes interprétations et l’existence de ces planètes est l’objet actuellement de fortes controverses [6], d’autant plus qu’il est vrai que leurs caractéristiques peu surprendre, les modèles de formation habituellement admis n’expliquant pas la formation de planètes géantes si proche de leur étoile [7] [18].

Nous avons donc vu que l’accéléromètrie donne de bons résultats, mais elle ne permet de connaître la masse du compagnon qu’au sinus de l’inclinaison de l’orbite près. Pour la détection d’occultations, le problème vient de ce que l’intervalle de temps entre deux occultations successives peut atteindre quelques années, voir quelques dizaines ou centaines d’années. La confirmation de l’existence d’un compagnon peut alors prendre beaucoup de temps. L’amplification gravitationnelle, quant à elle, est un événement rare et non périodique, et ne peut être envisagée pour une recherche systématique. Le chronométrage souffre lui de ce qu’il n’est applicable qu’aux pulsars. L’imagerie, l’astrométrie ainsi que la détection de l’émission radio ou de l’excès d’émission infrarouge ne sont pour l’instant pas exploitables par manque de sensibilité ou de résolution. Enfin, la détection de l’écho n’a pour l’instant pas été exploitée.

La détection par méthode de corrélation spectrale, que nous allons maintenant décrire plus en détail, s’inscrit dans cette dernière catégorie, celle de la détection de l’écho. De par son caractère direct, elle permettrait de confirmer ou non la présence de compagnons autour des étoiles citées précédemment, ou du moins de donner une borne supérieure pour la taille du compagnon. Elle peut de plus être envisagée pour une recherche systématique de planètes extrasolaires.

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Laboratoire Interuniversitaire des Systèmes Atmosphériques
URA 1404 du CNRS - Université Paris XII - Val de Marne
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