2 méthodes de découverte des planètes extrasolaires
La détection des planètes en orbite autour des étoiles autres que le Soleil nécessite des technologies de haute précision.
Les étoiles sont entre 1 million et 10 milliards de fois plus brillantes que les planètes. Les planètes sont donc trop proches et trop peu brillantes pour être détectées directement par des instruments classiques, cela reviendrait à détecter une bougie placée à quelques millimètres d’un phare en étant situé à 10 kilomètres.
Les méthodes indirectes sont aujourd'hui les plus fréquentes. Elles consistent à détecter :
Deux méthodes indirectes complémentaires
L'observation d'une planète par ces deux méthodes permet de mesurer sa masse (vitesses radiales) et son rayon (transit), sans chercher à capter la lumière qu'elle émet. On en déduit la densité de la planète, et donc sa nature: gazeuse (comme Jupiter, Saturne, Uranus ou Neptune) ou tellurique (comme la Terre, Vénus, Mars et Mercure). La densité moyenne des planètes telluriques est 3 fois plus élevée que la densité des planètes gazeuses.
L'étoile et la planète tournent autour de leur centre de gravité : l'étoile paraît alors se déplacer dans le ciel, elle s'éloigne et se rapproche de l'observateur, en phase avec le mouvement de la planète.
Ce mouvement est perceptible dans le spectre de l'étoile qui se déplace périodiquement vers le rouge puis vers le bleu.
L'amplitude de cette variation de vitesse radiale est d'autant plus importante que la planète est massive et proche de l'étoile.
Lorsque l'observateur regarde un système extrasolaire par la tranche, il peut discerner le passage -ou transit- de la planète devant le disque de l'étoile, par la faible diminution de luminosité qu'il produit.
La signature du transit est d'autant plus importante que la planète a un grand diamètre. Il est plus probable d'observer ce phénomène pour des planètes de courte période orbitale -ou à faible distance de leur étoile.
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