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Vmax = Mj / Ms (K.Ms/a)½ |
, ce qui donne pour le Soleil une vitesse radiale de 13 m/s. La Terre par contre n'introduit qu'une perturbation de 9 cm/s.
La période P a pour formule:
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P = 2p (a3/K.Ms)½ |
ce qui donne pour le Soleil: Ps = 11,8 ans.
Mais pour détecter la vitesse radiale Vmax, l'angle i, formé avec la perpendiculaire au plan de l'orbite du système étoile-planète, ne doit pas être nul (vu de face). Ainsi la masse minimale devient :
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Mplanète.sin i |
Cela se traduit par un effet similaire entre une planète peu massive et une très massive. On se rend compte que si l'angle est inconnu, il est bien difficile de découvrir des valeurs exactes.
Les méthodes
La détection d'exoplanètes est la recherche de planètes autour d'étoiles autres que le Soleil. Plusieurs techniques différentes ont été utilisées. Heureusement que les exoplanètes se trahissent en perturbant le mouvement de leur étoile.
La spectroscopie ou méthode des vitesses radiales, permet de détecter la présence d'une planète autour d'une étoile. C'est un prisme qui étale la lumière selon les longueurs d'onde qui la composent. Chacun connaît le phénomène du train qui s'approche ou s'éloigne de l'observateur. A l'approche, la fréquence augmente, son plus aigu, et à l'éloignement, la fréquence diminue, son plus grave. C'est l'effet Doppler. La même chose se produit avec l'étoile. La planète, en tournant autour, se rapproche ou s'éloigne de nous, provoquant une modulation du spectre de l'étoile. La mesure du décalage spectrale périodique renseigne les chercheurs sur la présence de planètes. Le décalage Dl est liée à la vitesse radiale par la formule Dl = V/c
où c est la vitesse de la lumière,
Dl le décalage de la longueur d'onde,
et V la vitesse radiale.
En mesurant le décalage des raies de l'étoile, il est possible d'en déduire les variations de la vitesse radiale.
Le système AFOE (Advanced Fiber-Optic Echelle) est un spectromètre équipé de fibres optiques montées sur le télescope de 1,5 m du Whipple Observatory, près de Tucson Arizona. Il a été reconnu capable de fournir la précision et la stabilité requises pour détecter le balancement induit par la présence de planètes autour d'une étoile.
En effet, l'ensemble étoile-planète tourne autour de leur centre de gravité commun, qui n'est pas celui de l'étoile. Il en est proche. Mais c'est suffisant pour que l'étoile se balance sur son axe de rotation avec la même période que la planète.
En mesurant le décalage doppler, causé par le balancement, de la lumière émise par l'étoile, on peut détecter son mouvement périodique.Ce balancement est très faible, par conséquent des mesures très précises et très stables sont nécessaires pour faire de telles détections. L'amplitude du mouvement induit par Jupiter sur le Soleil n'est que de 13 m/s, alors que sa vitesse de rotation sur lui-même est de 2 km/s et orbitale 20 km/s.
méthode visuelle est trop difficile à réaliser. Si notre Système solaire était regardé à une distance de 30 al, Jupiter serait vu à 0,5 seconde d'arc du Soleil (une pièce de 10 centimes à 4 km) et avec une luminosité 100 millions de fois plus faible que le Soleil. Quant à la Terre sa distance au Soleil est 5 fois plus proche (0,1" ou la même pièce mais à 20 km) pour une luminosité de 5 milliards de fois moindre. Pour mieux saisir la difficulté, voir Jupiter c'est équivalent à distinguer la nuit, le bout d'un cigare éteint à côté d'un phare côtier.
L'astrométrie est aussi délicate. C'est la mesure visuelle du balancement de l'étoile. Le déplacement du centre de gravité dû aux perturbations gravitationnelles, est très faible. A 30 al, Jupiter induit un déplacement de 1/1000 e de seconde d'arc (1 pièce de 10 centimes à 2000 km) et la Terre 1 µs d'arc (2 mm sur la Lune). Inutile de dire que l'instrument de mesure doit avoir une précision supérieure.
L'
L'astronomie infra-rouge permet de voir les poussières. Le contraste de ces objets froids y est plus important que dans le rayonnement visible. Le télescope ISO peut ainsi voir des objets invisibles par d'autres méthodes, comme des planètes. La combinaison de tous ces moyens augmente les chances de découvertes.
L'
La photométrie, qui mesure la quantité de photons en provenance de l'étoile autour de laquelle peut tourner une planète. Si celle-ci s'interpose entre l'astre et l'observateur, le signal va fléchir. Pour une planète géante la variation d'éclat sera de 1% et pour une planète tellurique de 0,01% . Mais avant de pouvoir confirmer, il faut attendre le passage suivant. Dans le cas de Jupiter, c'est 11 ans.
L'effet de
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Si l'on se trouve en présence d'une étoile et d'une planète, la planète aura un effet beaucoup plus faible que l'étoile. On assistera à un effet plus ou moins notable, suivi d'un autre, plus faible et plus court.
L'idée est donc de suivre par photométrie, sur plusieurs années un large échantillonnage. Une amplification peut durer un mois pour l'étoile et 1 journée pour la planète avec une amplitude de 10 à 100 fois plus faible pour cette dernière.
Une méthode nouvelle sort des cartons des chercheurs européens: le projet Eddington. Il est étudié depuis mars 2000 et sera présenté ces jours-ci (fin été 2000). En transposant la technique du satellite qui observe le Soleil, SOHO, dont la stabilité est meilleure que le 1/1000e de seconde d'arc, le principe consistera à mesurer les changements de luminosité d'une étoile. Une planète comme la Terre la diminue de 1/10 000e lorsqu'elle passe devant. On compte sur la reproductivité du phénomène pour dissiper tout doute, lorsqu'au bout d'une révolution la planète repassera devant l'étoile. Les scientifiques pensent pouvoir atteindre une précision meilleure que le millionième et ainsi déceler des planètes plus petites que la Terre.
Le point faible de cette technique réside dans l'alignement exigé d'un tel phénomène. Il se produit rarement. Dans le Système solaire, il faut parfois attendre plus d'un siècle pour observer le passage de Vénus devant le Soleil, alors que nous sommes dans le plan de l'écliptique.
La rareté de l'événement sera compensé par la distribution statistique d'une observation sur des milliers d'étoiles.
Ce n'est qu'à partir de 2007
qu'
Eddington sera opérationnel au
point Lagrange L2
(à 1 millions de km de la Terre), endroit où l'attraction gravitationnelle
du Soleil et de la Terre se compense. Il semble hors de doute qu'à partir
de ce moment, les planètes telluriques seront découvertes.
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Rôle des éléments lourds
La plupart des étoiles autour desquelles furent découvertes des planètes géantes, montrent un excès significatif d'éléments lourds dans leur atmosphère, par rapport à la majorité des étoiles de l'environnement solaire. Les indications sur le taux anormal de cette chimie stellaire dotée de planètes géantes nous permet de croire en une meilleure compréhension du mécanisme de formation des systèmes planétaires.
Les planètes vont proliférer. Mais en fait elles ne seront que signalées. Pour les décrire il faudra déployer des moyens d'une autre nature, par exemple repérer les raies de l'ozone ou celle du méthane pour déceler une activité chimique élaborée pouvant être reliée à de la matière vivante, genre algues ou plantes.
L'étude d'alpha du centaure est un exemple de ce qui sera fait.
Caractéristiques orbitales
L'unité de masses utilisées pour les exoplanètes est 1 masse jovienne = 3,35 masses saturniennes = 318 masses terrestres, la masse de Saturne = 95 masses terrestres.
Alors que toutes les planètes géantes de notre Système solaire ont des orbites circulaires, la plupart de celles des exoplanètes, qui ont été détectées, ayant des périodes en mois ou années, sont allongées. L'origine de ce phénomène est débattu actuellement.
