Planètes extrasolaires :une méthode de détection très sélective
La méthode des vitesses radiales a une préférence marquée pour les planètes massives à courte période
Que savons-nous des autres systèmes planétaires ? Pour chacune des planètes détectées prise individuellement, bien peu de chose. Les caractéristiques déduites de la méthode des vitesses radiales, la seule qui a pour l’instant fourni un nombre raisonnable de résultats, se résument à 3 paramètres : la période de révolution de la planète, directement reliée au demi- grand axe de son orbite par la troisième loi de Kepler, l’ellipticité de l’orbite, et enfin la masse de la planète, qui n’est connue à l’inclinaison près, le fameux facteur sin i. On peut, le cas échéant, y ajouter la multiplicité du système (c’est-à-dire le nombre de planètes détectées). Ces paramètres sont déduits des variations de vitesse observées et dépendent de la masse de l’étoile, estimée à partir de modèles en fonction de sa luminosité et de son type spectral. Quant à un paramètre aussi basique que le rayon de la planète, nous ne le connaissons que pour les six planètes observées par la méthode des transits. Avec ces éléments, pas de quoi se lancer dans de grandes spéculations sur la nature de chacune de ces planètes, leur composition, leur climat… Mais avec une grosse centaine d’objets, les études statistiques deviennent possibles : on peut donc étudier les propriétés globales de la population des exoplanètes.
Comme pour toute étude statistique, il faut prendre garde aux multiples facteurs qui peuvent biaiser l’interprétation. Toutes les planètes ne sont pas détectables, loin de là. Certes, toutes les étoiles de type solaire observables sont effectivement suivies de près. Observables signifie assez brillantes et assez stables pour que la méthode des vitesses radiales soit utilisable : en pratique, on est limité aux étoiles plus proches que 50 pc. Mais dans cet échantillon, on ne peut détecter aucune planète dont la période serait supérieure à la durée du programme d’observation. Il est ainsi pour l’instant tout juste possible de détecter une planète de masse 1 Mj qui serait, comme Jupiter, à 5 U.A. de son étoile : en effet, sa période serait de 12 ans, ce qui est supérieur à la durée des programmes de surveillance dont les plus anciens ont commencé en 1995.
Pour ce qui est des masses, l’amplitude K des perturbations de la vitesse de l’étoile est directement proportionnelle à la masse minimale de la planète, c’est-à-dire à Mp sin i. Pas de surprise : les planètes les plus massives sont les plus facilement détectables. Rappelons que la limite de détection des instruments les plus performants tourne autour de quelques m/s, l’objectif étant d’atteindre 1 m/s, alors qu’il faudrait mieux que 0,1 m/s pour détecter la Terre. Mais K dépend également, quoique de façon moins sensible, de la période de révolution de la planète, donc de sa distance moyenne à l’étoile (les grandes périodes sont moins faciles à détecter) et de l’excentricité de l’orbite. Les effets cumulés de ces paramètres sont donc assez subtils. Enfin, il faut rappeler que la précision théorique de 1 m/s ne serait atteinte que pour une étoile à l’atmosphère parfaitement calme, sans taches ni éruptions. C’est en pratique rarement le cas, et il faut prendre garde à ne pas prendre les effets de l’activité stellaire pour des indices de la présence d’une planète.
Dernière rectification, et non des moindres : ce que nous connaissons est la masse minimale de l’exoplanète, puisque la méthode sous-estime les masses réelles d’un facteur 1/sin i. On ne peut prendre cet effet en compte que de façon statistique : en moyenne, la masse réelle de la planète sera 1,57 fois plus élevée que celle que l’on déduit des observations.
Vidéo : Planètes extrasolaires :une méthode de détection très sélective
Vidéo démonstrative pour tout savoir sur : Planètes extrasolaires :une méthode de détection très sélective
