Méthodes de détection des exoplanètes
Mesure de la vitesse radiale de l'étoile hôte
par Nicolas Rosseels
publié le 13 octobre 2004
Une des méthodes les plus utilisées pour détecter les exoplanètes consiste à mesurer des variations très faibles et périodiques de la vitesse d'une étoile.
Problème à deux corps
Lorsqu'on dit qu'une planète tourne autour d'une étoile, ce n'est pas tout à fait exact. En réalité, la planète et l'étoile tournent toutes deux autour du centre de gravité du système auquel elles appartiennent. Lorsque l'étoile est beaucoup plus lourde que la planète, ce centre de gravité correspond presque au centre de l'étoile. Dans ce cas, on peut considérer que la planète tourne autour de l'étoile et que l'étoile reste immobile (le mouvement de l'étoile est tellement petit qu'il est négligeable). Cependant, si on peut malgré tout mesurer la variation de vitesse de l'étoile qui en résulte, il devient possible de détecter la présence de la planète sans l'observer directement.
Par exemple dans le cas de la planète Jupiter et du Soleil :
Jupiter est plus ou moins 1000 fois plus légère que le Soleil. Le centre de gravité du système composé des deux corps (le Soleil et Jupiter) se trouve à moins d'un million de kilomètres du centre du Soleil, ce qui est extrêmement petit à côté des 778 millions de kilomètres qui séparent Jupiter du Soleil. Il est donc raisonnable de dire que Jupiter tourne autour du Soleil même si ce n'est pas parfaitement exact. En réalité, Jupiter et le Soleil tournent tous les deux autour du centre du Système Solaire ! Il est possible de détecter la présence de Jupiter simplement en mesurant la vitesse du Soleil, bien que celle-ci soit extrêmement faible.
En observant les variations de la vitesse sur une période assez longue, on peut estimer la période de révolution de la planète, sa distance moyenne par rapport à l'étoile, sa masse ainsi que l'excentricité de son orbite.
Si une exoplanète tourne autour d'une étoile, on pourra constater que la vitesse de l'étoile varie périodiquement.
La période de variation de la vitesse correspond à la période de révolution de la planète.
L'amplitude des variations et la période de révolution de la planète permettent d'estimer la masse de la planète et la distance moyenne de la planète à l'étoile. Plus l'amplitude est grande, plus la planète est lourde ou proche de l'étoile.
L'excentricité de l'orbite peut être estimée en observant la forme des variations de vitesse.
Pour détecter des exoplanètes, il "suffit" donc de mesurer la vitesse des étoiles pendant une période assez longue (au moins une période orbitale complète).
Effet Doppler et vitesse radiale
Mesurer la vitesse d'une étoile n'est cependant pas une chose facile ! Actuellement c'est principalement l'effet Doppler qui est utilisé pour mesurer la vitesse des étoiles.
La lumière qu'émet une étoile est perçue de manière différente depuis la Terre en fonction de la vitesse relative entre la Terre et l'étoile (ce phénomène est une conséquence de l'effet Doppler). Lorsque l'étoile se rapproche de la Terre, la fréquence perçue est plus élevée et la lumière nous apparaît donc plus bleue que ce qu'elle est en réalité. Par contre, lorsque l'étoile s'éloigne de la Terre, la fréquence perçue est plus faible et l'étoile nous semble donc plus rouge que ce qu'elle n'est réellement.
Il est donc possible, grâce à l'effet Doppler, de mesurer la vitesse relative entre une étoile et la Terre en observant de manière extrêmement précise les fréquences des rayons émis par l'étoile. Ces mesures se font à l'aide de spectromètres.
Cependant, il existe une grosse limitation dans l'utilisation de l'effet Doppler pour mesurer les variations de vitesses. En effet, les variations de fréquences ne permettent de mesurer que des vitesses dans une direction parallèle à l'axe Terre-étoile (vitesse radiale) et pas dans toutes les directions. Pour déterminer avec précision l'amplitude des variations de vitesse de l'étoile et donc la masse de la planète qui lui tourne autour, il faudrait également connaître l'inclinaison du plan de rotation de la planète par rapport à l'axe Terre-étoile. Mais cette inclinaison n'est généralement pas connue. L'amplitude observée n'est donc pas l'amplitude exacte, mais une amplitude minimum. Il n'est donc pas possible de mesurer la masse exacte mais seulement la masse minimale de la planète (Cette masse minimale est notée M.sin i).
Principaux programmes recherchant des exoplanètes en mesurant la vitesse radiale d'étoiles
Autres méthodes de recherche des exoplanètes
Observations de transits
Lentilles gravitationnelles
| | Effet Doppler et vitesse radiale
Source : Extrasolar Planet Detection with the AFOE
Courbe de vitesse radiale de 51 Pegasi
Source : The Planet around 51 Pegasi
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