Planètes extrasolaires : les difficultés de l’imagerie directe
2005 : les premières images d’exoplanètes
Pour évaluer si nous pouvons facilement observer une planète autour d’une étoile proche,prenons l’exemple d’un pseudo système solaire constitué d’une planète de la masse de Jupiter située à 5 UA d’une étoile de type solaire à une distance de 5 parsecs (c’est-à-dire de 16 années-lumière). Dans le ciel, l’angle qui sépare la planète de l’étoile est alors de 1 seconde d’arc, c’est-à-dire 1/3 600 degré, ou encore 1/1 800 de la pleine Lune. En principe, séparer deuxastres distants d’une seconde d’arc est à la portée de tous les télescopes professionnels. Mais pas dans ce cas : le contraste lumineux entre la planète et l’étoile est trop grand. En effet, l’étoile est beaucoup plus chaude et plus grosse que la planète, donc beaucoup plus brillante. La température de l’étoile est de l’ordre de 5 600 K, celle du pseudo Jupiter est de 130 K. Le flux de l’étoile en lumière visible est un milliard de fois celui de la planète ! Avec une simple caméra CCD, il est impossible d’observer cette planète, car sa lumière est noyée dans celle de l’étoile. Dans le domaine infrarouge, à 5 ou à 10 [im de longueur d’onde, le contraste est moins défavorable, mais il est tout de même d’un million…
L’imagerie directe des exoplanètes depuis la Terre est donc très difficile, mais, dans le cas des exoplanètes géantes, elle pourrait devenir possible dans les années qui viennent. Deux tech¬niques sont prometteuses. La coronographie, tout d’abord, consiste à masquer la lumière de l’étoile centrale – comme on masque la lumière du Soleil lorsqu’on veut observer sa couronne. Avec l’interférométrie infrarouge dite «à frange noire», on observe l’ensemble étoile-planète avec un ensemble de plusieurs télescopes, un interféromètre, construit de telle manière que la réponse du système au centre de l’image, là où se trouve l’étoile, est nulle. En revanche, l’imagerie des exoTerres restera sans doute au-delà des capacités de l’observation télescopique. C’est pourquoi des missions spatiales sont à l’étude pour réaliser cet objectif ambitieux: ce sont les projets TPF (TerrestrialPlanet Finder) aux Etats-Unis et DARWIN en Europe, qui pourraient voir le jour dans le courant de la prochaine décennie.
D’autres techniques ont donc été inventées pour mettre en évidence indirectement la présence d une planète autour d’une étoile proche. Le principe en est la mesure du déplacement de l’étoile centrale par rapport au centre de gravité du système étoile-planète. Dans le cas de notre pseudo système solaire, le mouvement n’est que d’un millième de seconde d’arc. Cette méthode est dite astrométrique. La seconde méthode, la vélocimétrie Doppler, consiste à mesurer les variations de vitesse de l’étoile centrale induites par ce mouvement de va-et-vient autour du centre de gravité du système. C’est cette méthode qui a permis de détecter la très grande majorité des planètes extrasolaires connues à ce jour. Une autre technique commence à porter ses fruits : c’est l’observation de « transits », c’est-à-dire de passages d’exoplanètes devant leur étoile. Le chronométrage des pulsars et les microlentilles gravitationnelles ont également quelque succès à leur actif. Nous allons examiner en détail dans les pages qui suivent une partie des nombreuses méthodes de détection des exoplanètes.