L'Encyclopédie des planètes extrasolaires comptait 548 planètes extrasolaires confirmées au 6 mai 2011, tandis que la base de données des étoiles et des exoplanètes de la NASA (mise à jour hebdomadaire) en rapportait aujourd'hui 535. Par exemple, il y avait les 1235 candidats annoncés par la mission Kepler en février, dont 54 qui pourraient être dans une zone habitable.
Quelles sont donc les techniques utilisées pour arriver à ces conclusions?
Synchronisation pulsar - Un pulsar est une étoile à neutrons avec un jet polaire à peu près aligné avec la Terre. Alors que l'étoile tourne et qu'un jet entre dans la ligne de vue de la Terre, nous détectons une impulsion lumineuse extrêmement régulière. En effet, elle est si régulière qu’une légère oscillation dans le mouvement de l’étoile, car elle possède des planètes, est détectable.
Les premières planètes extrasolaires (c'est-à-dire les exoplanètes) ont été trouvées de cette manière, en fait trois d'entre elles, autour du pulsar PSR B1257 + 12 en 1992. Bien sûr, cette technique n'est utile que pour trouver des planètes autour de pulsars, dont aucune ne peut être considérée comme habitable - au moins selon les définitions actuelles - et, au total, seulement 4 planètes pulsar de ce type ont été confirmées à ce jour.
Pour chercher des planètes autour des étoiles de la séquence principale, nous avons…
La méthode de la vitesse radiale - Ceci est similaire en principe à la détection via des anomalies de synchronisation pulsar, où une planète ou des planètes déplacent leur étoile d'avant en arrière pendant leur orbite, provoquant de minuscules changements dans la vitesse de l'étoile par rapport à la Terre. Ces changements sont généralement mesurés comme des changements dans les raies spectrales d’une étoile, détectables via la spectrométrie Doppler, bien que la détection par astrométrie (détection directe des décalages minute dans la position d’une étoile dans le ciel) soit également possible.
À ce jour, la méthode de la vitesse radiale a été la méthode la plus productive pour la détection des exoplanètes (trouvant 500 des 548), bien qu'elle recueille le plus souvent des planètes massives dans des orbites stellaires proches (c.-à-d. Jupiters chauds) - et en conséquence, ces planètes sont terminées -représenté dans la population actuelle d'exoplanètes confirmée. De plus, isolément, la méthode n'est efficace que jusqu'à environ 160 années-lumière de la Terre - et ne vous donne que la masse minimale, pas la taille, de l'exoplanète.
Pour déterminer la taille d'une planète, vous pouvez utiliser…
La méthode de transit - La méthode de transit est efficace à la fois pour détecter les exoplanètes et pour déterminer leur diamètre - bien qu'elle présente un taux élevé de faux positifs. Une étoile avec une planète en transit, qui bloque partiellement sa lumière, est par définition une étoile variable. Cependant, il existe de nombreuses raisons différentes pour lesquelles une étoile peut être variable - dont beaucoup n'impliquent pas une planète en transit.
Pour cette raison, la méthode de la vitesse radiale est souvent utilisée pour confirmer une découverte de méthode de transit. Ainsi, bien que 128 planètes soient attribuées à la méthode du transit - elles font également partie des 500 comptées pour la méthode de la vitesse radiale. La méthode de la vitesse radiale vous donne la masse de la planète - et la méthode du transit vous donne sa taille (diamètre) - et avec ces deux mesures, vous pouvez obtenir la densité de la planète. La période orbitale de la planète (par l'une ou l'autre méthode) vous donne également la distance de l'exoplanète de son étoile, par la troisième loi de Kepler (c'est-à-dire Johannes). Et c'est ainsi que nous pouvons déterminer si une planète se trouve dans la zone habitable d'une étoile.
Il est également possible, en tenant compte de minuscules variations de la périodicité de transit (c'est-à-dire de la régularité) et de la durée du transit, d'identifier d'autres planètes plus petites (en fait, 8 ont été trouvées via cette méthode, ou 12 si vous incluez des détections de synchronisation pulsar). Avec une sensibilité accrue à l'avenir, il peut également être possible d'identifier les exomoon de cette manière.
La méthode du transit peut également permettre une analyse spectroscopique de l'atmosphère d'une planète. Ainsi, un objectif clé ici est de trouver un analogue de la Terre dans une zone habitable, puis d'examiner son atmosphère et de surveiller ses émissions électromagnétiques - en d'autres termes, rechercher les signes de vie.
Pour trouver des planètes sur des orbites plus larges, vous pouvez essayer…
Imagerie directe - C'est difficile car une planète est une source de lumière faible à proximité d'une source de lumière très brillante (l'étoile). Néanmoins, 24 ont été trouvés de cette manière jusqu'à présent. L’interférométrie nulle, où la lumière stellaire de deux observations est effectivement annulée par des interférences destructives, est un moyen efficace de détecter toute source de lumière plus faible normalement cachée par la lumière de l’étoile.
Lentille gravitationnelle - Une étoile peut créer une lentille gravitationnelle étroite et donc grossir une source de lumière distante - et si une planète autour de cette étoile est juste dans la bonne position pour fausser légèrement cet effet de lentille, elle peut faire connaître sa présence. Un tel événement est relativement rare - et doit ensuite être confirmé par des observations répétées. Néanmoins, cette méthode a détecté jusqu'à présent 12, qui incluent des planètes plus petites sur de grandes orbites telles que OGLE-2005-BLG-390Lb.
On ne s'attend pas à ce que ces techniques actuelles fournissent un recensement complet de toutes les planètes dans les limites d'observation actuelles, mais elles nous donnent une idée du nombre qui peut exister. Il a été estimé de manière spéculative à partir des rares données disponibles à ce jour, qu'il pourrait y avoir 50 milliards de planètes dans notre galaxie. Cependant, un certain nombre de problèmes de définition restent à réfléchir, tels que l'endroit où vous tracez la frontière entre une planète et une naine brune. L'Encyclopédie des planètes extrasolaires fixe actuellement la limite à 20 masses de Jupiter.
Quoi qu'il en soit, 548 exoplanètes confirmées pour seulement 19 ans d'observation de la planète ne sont pas mauvaises. Et la recherche continue.
Lectures complémentaires:
L'Encyclopédie des planètes extrasolaires
La base de données NASA Star et Exoplanet (NStED)
Méthodes de détection des planètes extrasolaires
La mission Kepler.
