Exoplanètes

Depuis la découverte de la première planète extra-solaire orbitant autour d’une étoile de la séquence principale, 51 Peg, par Mayor et Queloz (1995), des centaines d’autres planètes ont été découvertes.

La plupart ces détections sont basées sur l’analyse de la courbe de vitesse radiale de l’étoile qui montre des variations de quelques dizaines ou centaines de mètres par seconde dues au mouvement de l’étoile autour du barycentre étoile-planète.

Les inconvénients de cette méthode sont :

• l’analyse de la courbe de vitesse radiale ne permet pas de connaitre directement la masse de la planète mais, seulement, une limite inférieure de celle-ci : la masse multipliée par le sinus de d’inclinaison de l’orbite par rapport à la ligne de visée.
• la précision des vitesses radiales ne permet pas de détecter des étoiles moins massives que quelques dixièmes de masse de Jupiter.
• le petit nombre de raies et la grande vitesse de rotation des étoiles chaudes limitent cette méthode aux étoiles plus froides que F8 environ.

Trois autres méthodes permettent actuellement de détecter des planètes extrasolaires. La plus ancienne, qui a permis de détecter les premières planètes, est le chronométrage de pulsars.

La précision de quelques millionièmes de seconde a permis de détecter une planète de quelques masses de Jupiter autour de PSR B1620-26 et plusieurs planètes dont les moins massives ont des masses comparables à celle de la Terre autour de PSR 1257+12. Il faut noter que, comme avec les vitesses radiales, ces masses doivent être multipliées par le sini. D’autre part, ces planètes n’ont aucune chance d’abriter la moindre vie à cause du bombardement intense de la part de leur étoile à neutron.

Au moins trois candidates planètes ont été detectées par microlentille gravitationnelle. La présence d’une planète autour de l’étoile faisant lentille peut créer un pic supplémentaire dans la courbe de lumière au moment de l’amplification. Cette méthode est toutefois d’un intérêt limité puisque aucune observation ultérieure ne peut confirmer ces détections.

La baisse de luminosité d’une étoile due au passage (ou transit) d’une de ses planètes entre la Terre et l’étoile est très riche en informations, pour peu que la précision photométrique soit suffisante. Connaissant par ailleurs le rayon de l’étoile (avec la photométrie de Strömgren par exemple), la durée du transit donne l’inclinaison de l’orbite (dont on sait déja qu’elle est proche de 90 degrés). Connaissant, d’autre part, les éléments orbitaux déduits de l’analyse de la courbe de vitesse radiale, on peut alors en déduire la masse de la planète. De plus, la profondeur du transit donne directement le rayon de la planète.

Le passage de Jupiter devant le Soleil entraîne une baisse de luminosité d’environ 1 %. Celui de la Terre de 10$^-4$. Une précision photométrique de quelques millièmes de magnitude, facilement atteignable depuis le sol, permet donc de détecter des Jupiters. Pour détecter des Terres, il faut aller dans l’espace, et c’est un des buts de la mission Corot.

Cette méthode a deux points faibles :

• on ne peut observer que des planètes avec une grande inclinaison. Toutefois, en supposant que l’inclinaison est aléatoirement distribuée, environ 10 % des planètes géantes à courte période (ou Jupiters chauds), qui représentent la majorité des planètes détectées jusqu’à maintenant en vitesse radiale, doivent passer devant leur étoile et donner lieu à un transit.
• la durée du transit ne représente au mieux que quelques pourcents de la période ce qui nécessite un échantillonnage très grand et donc beaucoup d’observations si l’on veut utiliser cette méthode en détection pure. Néanmoins, si l’on a les paramètres orbitaux issus des vitesses radiales, on peut prévoir les instants de transit.

Depuis la mi-novembre 1999, la première détection de transit de planète extrasolaire (autour de l’étoile HD 209458) a été annoncée indépendamment par deux équipes : Charbonneau et al. (2000) et Henry et al. (2000). Ces deux équipes, qui recherchent les variations de vitesse radiale sur plusieurs centaines de naines de la séquence principale depuis plusieurs années, recherchent également, depuis quelques mois, les transits de planètes sur les étoiles autour desquelles ils ont détecté des planètes. L’étoile HD 209458 a d’abord été détectée en vitesse radiale puis observée photométriquement.

A l’annonce de l’observation de ces transits, nous avons été regarder dans la photométrie d’époque d’Hipparcos pour voir si le satellite avait observé l’étoile au moment des transits. Le durée du transit de HD 209458 est de 0,1 jour pour une période d’environ 3,5 jours. Une observation photométrique de l’étoile a donc environ 3 % de chance de se produire durant le transit. HD 209458 ayant été observée 89 fois par le satellite, on pouvait s’attendre à avoir quelques observations pendant un ou plusieurs transits. C’est effectivement ce que nous avons trouvé : Hipparcos a observé 5 fois l’étoile au cours de 3 transits. Chaque observation nous permet alors d’estimer une nouvelle période pour la planète de manière très précise étant donnée la base de temps qui sépare les observations de Charbonneau et al. (2000) de celles d’Hipparcos. Ainsi, Charbonneau et al. (2000) donnaient une période de 3,52433 +/- 0.00027 jours tandis que nous obtenons une valeur de 3.524739 jours avec une précision de une seconde, soit 20 fois meilleure que la précédente. Ceci permet de prévoir avec une grande précision les prochains transits de la planète. Ces résultats ont été immédiatement communiqués sous forme de circulaire UAI puis publiés dans A&A (Robichon & Arenou 2000).