Méthodes de Détection 

A- Les transits planétaires :

Cette méthode est la plus couramment utilisée de nos jours. Elle permet
notamment de détecter les Super-Terres qui sont des planètes ayant
une masse comprise entre 5 et 10 fois celle de la Terre. La méthode de
transit astronomique est une méthode photométrique, c'est un
phénomène astronomique se produisant lorsqu'un corps passe devant
une source lumineuse comme une étoile, après cela, il est possible
d'observer une baisse de l'intensité lumineuse, d'environ 1 % pour une
planète géante et d'environ 0,01 % pour une super-Terre. Pour assister
à un transit planétaire, il faut être placé dans le plan orbital de la planète
observée. Des télescopes comme le Super-WASP qui est équipé de 8
objectifs infrarouges capables de photographier en un an tout le ciel
visible depuis l'hémisphère nord. Ce télescope observe chaque nuit
dans la mesure du possible 2% du ciel, il étudie alors la luminosité de
chaque étoile plusieurs mois d'affilés et peut donc déceler des
différences d'intensités lumineuses, en étudiant sa courbe. En effet si on
remarque devant une étoile une baisse de l'intensité lumineuse
plusieurs fois d'affilés c'est donc que quelque chose tourne autour,
comme une possible exoplanète. Cette méthode est souvent
complémentaires avec la vitesse radiale pour être sur de la présence
d'une exoplanète et définir sa masse, sa densité, ou même sa taille
grâce à une baisse de luminosité temporaire plus élevé si la planète est
plus grande. La méthode du transit ne peut malheureusement révéler
que les planètes qui passent entre leur étoile et la Terre, ce qui est rare.
Elle est également limitée à des planètes assez grosses car une petite
planète ne provoquerait pas une baisse de luminosité facile à détecter à
l'heure actuelle.

Sur ce schéma on remarque bien une baisse de la luminosité quand l'exoplanète passe devant son étoile

EXPÉRIENCE :
voir YouTube expérience transit planétaire :
(https://www.youtube.com/watch?v=WZDuihizNvc) voir ci dessous.

-Un spot lumineux puissants
- Deux potences
- Une barre de fer
- Une ficelle
- Une balle de golf
- De la pâte à modeler
- Un luxmètre

                    Graphique montrant la variations de l'intensité lumineuse en fonction du temps

Sur notre expérience, le temps est indiqué en seconde, mais en taille réel le temps change suivant la taille du soleil, de la planète, et de la vitesse de cette dernière. On remarque donc bien d'après ce graphique une baisse de l'intensité lumineuse assez conséquente lorsque la balle de golf (planète) passe entre le luxmètre (observateur) et la lumière (soleil).

A l'heure actuelle, environ 179 ont été exoplanètes détectées grâce a cette méthode.

B) La vitesse radiale :

«La méthode de la vitesse radiale s'appuie sur les perturbations qu'une planète provoque sur le mouvement de son étoile.» (astronomes.com).

En effet, Il s'agit d'une méthode complémentaire utilisée pour vérifier et compléter une découverte d'exoplanète par des satellites qui utilisent la méthode du transit planétaire. Tout d'abord, la détection de planètes extrasolaires, peut se faire lorsque l'on détecte une perturbation du mouvement de l'étoile. En effet, une étoile seule tourne autour de son propre centre de masse, mais si on décèle un changement de position de son centre de masse, cela révèle qu'une planète orbite autour, car la planète et l'étoile s'attirent mutuellement. Il y aura donc un nouveau centre de gravité, donc un nouveau centre de masse étoile-planète, son cercle sera défini par la distance entre l'étoile et la planète et aussi entre leur masse car le corps possédant la plus grosse masse attirera plus l'autre. On aura donc l'exoplanète qui effectuera un grand cercle tandis que l'étoile elle en effectuera un plus petit, le parcours de l'étoile sera donc très modeste par rapport à celui de l'exoplanète. On pourra définir la masse de la planète seulement en fonction du mouvement de l'étoile.

D'après ce schéma, nous pouvons remarquer une variation du spectre
lumineux, lorsque l'étoile se rapproche de l'observatoire, ses ondes
lumineuses se rapprochent du bleu ce qui correspond a de plus hautes
fréquences, tandis que lorsqu'elle s'éloigne elles se rapprochent du
rouge, donc cela correspond à de plus basses fréquences c'est le
phénomène «décalage vers le rouge». Les longueurs d'ondes λ sont
donc différentes suivant le mouvement et la vitesse de l'étoile par
rapport a l'observatoire. Ce phénomène se nomme l'effet Doppler.
En effet ce phénomène à été découvert par le physicien et
mathématicien Christian Doppler au XIXème siècle. L'effet Doppler est la
modification de la fréquence d'une onde lorsque la source émettrice et
le récepteur sont en mouvement relatif. Les ondes sont plus courtes
lorsque qu'elles arrivent vers nous et plus longues lorsqu'elles
s'éloignent.
Si une source lumineuse en mouvement de vitesse V émet une
fréquence F, de période T et de longueur d'onde λ qui se propage a une
vitesse constante (vitesse de la lumière : 3.00 x 10^8) vers un
observateur immobile,alors,grâce a l'effet Doppler, l'observateur perçoit
une fréquence F, une période T et une longueur d'onde λ différente
suivant le mouvement de l'étoile.

Cet effet est connu de tout le monde, par exemple lorsqu'une
ambulance s'approche de nous, nous entendons le son de sa sirène
aigus, ses fréquences augmentent alors que lorsqu'elle s'éloigne le son
de sa sirène est de plus en plus grave, ses fréquences diminues.
L'effet Doppler fonctionne aussi bien pour des fréquences sonores que
pour des fréquences lumineuses.
Sans ce phénomène il serait alors impossible de détecter les
mouvement de l'étoile car nous ne pourrions détecter des changements
de fréquences au niveau de son spectre lumineux.
Cette méthode de la vitesse radiale, permet de définir la densité et
l'exoplanète et donc de savoir si c'est une planète gazeuse ou rocheuse.
Environ 635 ont été exoplanètes détectées grâce a cette méthode, c'est
de loin la méthode la plus prolifique.

C) Microlentilles gravitationnelles :

          La méthode des microlentilles gravitationnelles est basée tout d'abord
sur les lentilles gravitationnelles, mais qu'est ce que c'est ?
Une lentille gravitationnelle est un objet massif, par exemple un amas de
galaxie. On peut en observer grâce à des télescopes comme Hubble.

 La méthode des microlentilles gravitationnelles est simplement une
reproduction a plus petite échelle des lentilles gravitationnelles. En effet,
à la place d'avoir un amas de galaxie comme objet massif (lentille), cela
peut simplement être une étoile et ses satellites, comme une
exoplanètes. Après que ce phénomène se soit passé, depuis la Terre, on pourra observer des arcs lumineux et des effets d'optiques, ou des anneaux d'Einstein, comme ci-dessous.

Mais qu'elle est réellement le principe des microlentilles gravitationnelles ?

Prenons par exemple une étoile très lointaine de notre système solaire. Si cette étoile s'aligne avec un objet massif comme une étoile et son exoplanète et avec la Terre, les rayons lumineux de l'étoile lointaine vont se courber et être dévié par la seconde étoile puis par l'exoplanète à cause de leur champ gravitationnel.

Sur le schéma suivant, "l'observer" représente la terre, "Lens star" et son cercle avec la planète représente la microlentille ou l'objet massif qui détourne les rayon lumineux de l'étoile lointaine qu'on appelle «source star»

La lumière de l'étoile lointaine va alors être amplifiée par le passage de
l'étoile puis par celui de l'exoplanète. Ceci permet d'établir des
graphiques comme celui-ci :

graphique représentant les variations lumineuses dû aux microlentilles gravitationnelles

Le plus grand pic représente le passage de l'étoile, le plus petit celui de l'exoplanète, il existe plusieurs avantages mais aussi plusieurs inconvénients propre a cette méthode de détection. En effet, cette méthode est pratique pour observer des exoplanètes qui ont la caractéristique d'être petite ou froide. Elle permet aussi de trouver leur masse ainsi que leur distance par rapport à leur étoile. De plus cette méthode permet de détecter des exoplanètes lointaines. Mais les inconvénients sont nombreux, le problème majeur de cette méthode est qu'elle est peu efficace. En effet, il est peu probable de trouver une exoplanète grâce à cette méthode de détection car le phénomène et court et très rare.

De plus ce phénomène est impossible à revérifier, car s'il s'est produit à un moment donné, et il n'y a aucune chance qu'il recommence.

Il existe plusieurs missions visant a détecter des exoplanètes grâce aux microlentilles gravitationnelles. La principale mission s'appelle OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment). Elle permet par le biais de télescope de détecter les variations. Des équipes vont analyser ces variations comme PLANET (Probing Lensing Anomalies NETwork). Cette équipe possède un grand réseau de télescope qui vérifie ces mesures.

Aujourd'hui une vingtaine d'exoplanètes ont été découvertes grâce a cette méthode.

Conclusion Partie 1 :

Depuis que l'astronomie existe, de nombreuses techniques visant à détecter des planètes extrasolaire ou exoplanètes ont été mise en place, les plus prolifique d'entre elles sont les transits gravitationnelles, la vitesse radiale et enfin les microlentilles gravitationnelles. Il existe cependant depuis peu, une technique par imagerie directe,visant simplement à observer des étoiles et voir si il y a des planètes gravitant autour d'elle, mais cette méthode est très compliquée car la lumière des planètes est souvent noyée dans celle de l'étoile.

D'après ce diagramme nous voyons que les méthodes de la vitesse radiale (environs 700 exoplanètes) et des transits planétaires (environ 200 exoplanètes) sont les plus prolifique puis la méthodes des microlentilles gravitationnelles (une vingtaine d'exoplanète).

Depuis 1995, date de la première exoplanète découverte, environ 1200 autres planètes extrasolaire ont été détectée. D'après les scientifiques, il existerait rien que dans notre galaxie 100 milliards de planètes. Dans ces 100 milliards d'exoplanètes de nombreuses serait habitable...