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Coup d'oeil

"Planètes extrasolaires", Didier Queloz

Pour observer une planète sur une autre étoile, il faut résoudre un problème quasi insurmontable: la planète est plus d’un million de fois moins brillante que son étoile et se situe juste à côté. C’est un peu comme si on voulait faire une photo d’un ver luisant posé sur le phare d’une voiture.
Effet Doppler, OSL N° 2364, illustration Sybille Heusser [DR]Effet Doppler, OSL N° 2364, illustration Sybille Heusser [DR]

On essaye dès lors de contourner le problème. Il s’avère qu’il est plus facile d’essayer de détecter la présence d’une planète en observant l’effet qu’elle produit sur son étoile plutôt que d’essayer de la voir directement. C’est un peu comme si on détectait qu’il y a du vent en regardant le mouvement des feuilles des arbres.

Les transits planétaires

Dans certains cas, nous avons la chance de pouvoir observer des planètes avec des orbites qui croisent notre ligne de vue avec leur étoile. Avec un tel angle de vue, on peut espérer observer le passage furtif de ces planètes à l’instant du passage devant leur étoile. Ce phénomène périodique, que l’on nomme un transit planétaire, provoque une légère diminution du flux lumineux de l’étoile, un peu comme si un nuage cachait le Soleil pendant un petit moment. Lors d’un transit planétaire, la diminution de lumière de l’étoile est proportionnelle au rapport de sa surface et de la surface de la planète à celle de l’étoile. Comme le rapport de diamètre entre Jupiter et le Soleil est de 10%, le transit d’une planète de la taille de Jupiter provoque une diminution de la luminosité de son étoile de 1%. Le transit de la Terre devant le Soleil provoque quant à lui une faible baisse de luminosité de l’ordre de 0,008%.

Détecter une planète en mesurant le mouvement de son étoile

Lorsque plusieurs corps célestes sont en orbite, ils s’influencent les uns les autres par effet de gravité. Bien que la masse d’une planète en orbite soit dérisoire par rapport à son étoile, elle va cependant la faire bouger. Notre planète Jupiter déplace la position du Soleil d’une distance correspondant à son diamètre, soit 1,5 million de kilomètres. Ce changement de position s’effectue lentement avec une vitesse équivalant à un homme au sprint (environ 35 km/h). La Terre, quant à elle, ne déplace le Soleil que de 1000 km (moins d’un millième de son diamètre) à une vitesse de 0,25 km/h, la vitesse d’une tortue. Pratiquement, si l’on observe l’étoile, on verra sa position et sa vitesse varier en fonction de l’orbite de la planète. La mesure de l’amplitude de cette variation permet de déterminer la forme et la période de l’orbite ainsi que la masse de la planète. En une année ou 365,256 jours, la Terre parcourt son orbite: c’est sa période orbitale. Pour des planètes plus éloignées, cette durée sera plus longue. Sur Jupiter par exemple, elle dure 4335,354 jours ou l’équivalent de 11,86 années terrestres. La détection du mouvement d’une étoile s’obtient par la mesure de son changement de position par rapport aux autres étoiles proches. On appelle cela des observations astrométriques. Pour déterminer la vitesse d’une étoile (vitesse « radiale »), on mesure son spectre et on utilise l’effet Doppler. La mesure des vitesses radiales d’abord, puis l’observation des transits planétaires sont les deux grandes techniques qui, jusqu’à présent, ont permis de trouver la majorité des planètes connues.

Extrait de "Planètes extrasolaires", Didier Queloz, Publication OSL, N° 2364

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Le spectre d’étoile et la vitesse radiale

L’effet Doppler est bien connu de tous avec le son. On a tous entendu le son d’une sirène d’une voiture de police qui se modifie lorsque la voiture se rapproche, puis s’éloigne. Pour les étoiles, c’est le même phénomène physique, mais avec la lumière au lieu du son.

Pour le comprendre, il nous faut parler de spectre d’étoile. Les nombreux éléments atomiques présents dans l’atmosphère des étoiles absorbent certains domaines de couleurs (longueur d’onde). Lorsque l’on décompose la lumière des étoiles en une série de longueurs d’ondes, on fait ce que l’on appelle un spectre. Sur un spectre d’étoile, on observe des zones où la lumière est absorbée (appelée raies spectrales). Chacune de ces raies spectrales est la signature d’un élément atomique présent dans l’atmosphère de l’étoile, comme par exemple l’hélium, l’oxygène, le fer, le sodium, etc.

Les atomes chauffés dans l’atmosphère de l’étoile voient leurs électrons excités électroniquement. Dès lors, ils changent perpétuellement de niveau d’énergie atomique (c’est ce que l’on appelle des transitions atomiques). Pour chaque transition, on peut identifier une raie spectrale. Pour l’ensemble des éléments atomiques présents dans l’étoile, il y a des milliers de raies dans un spectre couvrant le domaine des longueurs d’ondes visibles par l’oeil (du bleu pâle au rouge foncé). Lorsque la vitesse de l’étoile change, la position en longueur d’onde (la couleur en quelque sorte) de toutes les raies va changer, c’est ce que l’on appelle l’effet Doppler (voir croquis ci-contre). Dès lors, la mesure précise de la position des raies d’un élément, comparée à leur valeur mesurée dans un laboratoire sur Terre, donne la vitesse de l’étoile. On appelle d’ailleurs souvent cette valeur la vitesse radiale, car elle est mesurée le long de la ligne de vue «radiale» allant de l’étoile au télescope.