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La toute première exoplanète confirmée autour d'une étoile semblable au Soleil est 51 Pegasi b. Elle a été découverte en 1995 à l'aide de la méthode de ...
méthode de transit
Grâce à la <anchor>méthode de transit</anchor>, le télescope spatial Kepler a étudié des centaines de milliers d’étoiles pour découvrir à quel point les exoplanètes sont nombreuses. Au cours de ses opérations de 2009 à 2018, Kepler a découvert plus de 2600 nouvelles exoplanètes! Grâce à la contribution de Kepler, les astronomes ont enfin pu réaliser des études statistiques sur un grand nombre d’exoplanètes. Nous avons commencé à apprendre quels types de planètes existent, et à quel point chaque type est commun.
Comment les trouver? - Institut Trottier de recherche sur les exoplanètes
# Comment les trouver?

Une représentation artistique d'un transit d'exoplanète. (Crédit: ESA)

Une représentation artistique d'un transit d'exoplanète. (Crédit: ESA)

Il est très difficile d’observer des exoplanètes directement puisqu’elles n’émettent pas beaucoup de lumière elles-mêmes.  Même les planètes les plus brillantes sont éclipsées par leurs étoiles qui sont des millions de fois plus brillantes qu’elles. Pour découvrir et étudier les exoplanètes, il faut des instruments puissants et des méthodes de détection astucieuses.  Les astronomes utilisent cinq méthodes principales pour les révéler:

- Vélocimétrie: Chercher des étoiles qui dansent et changent de couleur à cause de l’effet gravitationnel de leurs planètes.

- Méthode du transit: Rechercher des étoiles qui clignotent.

  - Méthode de spectroscopie de transit: Étudier l’atmosphère des planètes qui passent devant leur étoile

- Imagerie directe: Prendre des photos de planètes directement.

- Microlentilles gravitationnelles: Observer de petites augmentations de la lumière de sources lointaines causées par la gravité des étoiles et de leurs planètes.

- Astrométrie: Repérer les infimes mouvements des étoiles causés par leurs planètes.

### Vélocimetrie

La présence d’une planète autour d’une étoile la fait danser, ce qui change la couleur de l’étoile que les astronomes observent avec leurs télescopes.



Une animation expliquant la vélocimétrie. En haut, on aperçoit une étoile et une planète qui orbite autour de leur centre de masse commun. En bas, on voit le changement de position des raies spectrales de l’étoile causé par la danse de l’étoile, qui elle est causée par l’effet gravitationelle de sa planète. (Crédit: ESO/L. Calçada)

##### Les étoiles qui dansent

On dit souvent que les planètes tournent autour de leur étoile. Ce n’est pas tout à fait vrai. Comme les planètes ont aussi leur propre gravité, elles tirent sur l’étoile tout comme l’étoile tire sur les planètes. En réalité, l’étoile et les planètes d’un système gravitent autour d’un point appelé leur centre de masse. L’étoile étant beaucoup plus massive que les planètes, le centre de masse est généralement très proche du centre de l’étoile. Par conséquent, on a généralement l’impression que l’étoile ne bouge pas beaucoup. Plus la planète est grosse, plus elle fait danser son étoile. Une planète comme Jupiter a ainsi un plus gros effet sur le Soleil qu’une planète comme la Terre.

Une étoile est beaucoup plus brillante que sa planète, mais si nous pouvions, d’une manière ou d’une autre, détecter si cette étoile oscille, nous pourrions détecter sa planète même si nous ne pouvons pas la voir directement! Alors, comment détecter une étoile vacillante?

##### Spectre d’une étoile



Le spectre du Soleil, incluant plusieurs raies d’absorption sombres associées à certains éléments présents dans son atmosphère. (Crédit: N.A.Sharp/NOAO/NSO/Kitt Peak FTS/AURA/NSF)

Nous pouvons utiliser une méthode appelée la spectroscopie. Nous obtenons le spectre de la lumière d’une étoile en décomposant cette lumière en toutes les couleurs qui la composent, comme un arc-en-ciel. Le spectre multicolore d’une étoile comporte généralement quelques couleurs manquantes. Ces lignes sombres sont dues à certains éléments ou molécules de l’atmosphère de l’étoile qui absorbent ces couleurs très spécifiques. Nous appelons ces signatures des lignes spectrales. Chaque étoile présente un motif particulier de ces lignes qui nous indique la composition de l’étoile.

##### L’effet Doppler

Une autre pièce du casse-tête est nécessaire pour détecter l’oscillation d’une étoile: l’ effet Doppler. Vous avez probablement fait l’expérience de l’effet Doppler dans votre propre vie. Lorsqu’une ambulance se rapproche de vous, elle émet un son plus aigu parce que les ondes sonores qu’elle crée sont comprimées. Lorsqu’elle s’éloigne de vous, elle émet un son plus grave, car ses ondes sonores sont maintenant étirées.



Une animation démontrant l’effet Doppler. La couleur d’un objet produisant de la lumière devient plus rouge lorsque celui-ci s’éloigne de l’observateur et plus bleue lorsqu’il se rapproche. (Crédit: F. Baron)

Le même effet se produit avec la lumière, qui est un autre type d’onde. Lorsque l’étoile se rapproche de nous, sa lumière paraît un peu plus bleue, et lorsqu’elle s’éloigne de nous, elle paraît un peu plus rouge.

Nous avons maintenant toutes les pièces nécessaires pour détecter une planète! En observant le spectre d’une étoile sur une période donnée, nous pouvons voir si ses lignes spectrales se déplacent du bleu au rouge en raison de l’effet d’une planète en orbite autour de l’étoile.

Vous pouvez maintenant comprendre pourquoi nous appelons cette technique la vélocimétrie, également connue sous le nom de méthode des vitesses radiales. En mesurant l’effet Doppler de la lumière d’une étoile, nous mesurons en fait sa vitesse. Et en mesurant l’amplitude de cette vitesse, nous pouvons déterminer la masse de l’exoplanète en orbite autour de l’étoile sans même l’avoir vue!

##### La vélocimétrie à l’iREx

À l’iREx, plusieurs chercheurs utilisent la méthode de vélocimétrie pour trouver de nouvelles planètes ou pour confirmer la présence de planètes trouvées par d’autres méthodes. Les instruments SPIRou et NIRPS, conçus en partie à l’iREx, utilisent la méthode de vélocimétrie pour étudier les exoplanètes.

### Méthode du transit

Quand une planète passe directement entre son étoile et un observateur sur la Terre, la quantité de lumière reçue par des instruments astronomiques diminue.

##### Clin d’oeil cosmique



Une image du Soleil lors du transit de Vénus en 2012. Vénus est le petit cercle noir qui apparaît à la surface du Soleil en haut à gauche. (Crédit: SDO/NASA)

La méthode du transit est l’une des méthodes de détection les plus simples à comprendre, mais elle peut être extrêmement puissante. Imaginez une planète en orbite autour d’une étoile. Si nous observons ce système depuis le bon angle (c’est-à-dire dans le plan de l’orbite), la planète passera devant la surface de l’étoile une fois par orbite. C’est ce qu’on appelle un événement de transit. Cela se produit même dans notre propre Système solaire! Depuis notre point de vue sur la Terre, nous pouvons parfois voir Vénus et Mercure passer devant le Soleil.



Une animation d’un transit d’une petite planète rocheuse suivi d’une transit d’une planète géante gazeuse. Les courbes de transit apparaissent au bas de l’animation. L’axe horizontal représente le temps, l’axe vertical représente la brillance de l’étoile. (Crédit: NASA GSFC)

Pendant un transit, l’étoile apparaît un peu moins brillante car une partie de son disque est bloquée par la planète. C’est une sorte de petit clin d’œil cosmique qui nous indique qu’il y a une exoplanète dans le système. Une planète plus grosse bloque plus de lumière qu’une planète plus petite. Nous pouvons donc déterminer la taille de la planète en mesurant la quantité de lumière perdue pendant un transit!

La forme, la profondeur et le moment du transit peuvent nous renseigner sur toutes sortes de détails concernant la planète: son orbite, sa période et parfois même la présence d’autres planètes dans le système.

##### Spectroscopie de transit



Une représentation de la méthode de la spectroscopie de transit. La lumière de l’étoile qui traverse l’atmosphère de l’exoplanète contient des signatures des éléments et molécules contenus dans cette atmosphère. (Crédit: ESO/D. Sing)

L’un des meilleurs moyens dont nous disposons pour étudier l’atmosphère d’une exoplanète est de combiner la méthode du transit avec la spectroscopie (nous abordons la spectroscopie dans la section sur la vélocimétrie ci-dessus). Lorsque la planète est en transit, une partie de la lumière de son étoile traverse l’atmosphère de la planète. Les différents atomes et molécules de l’atmosphère de la planète laissent tous des signatures spécifiques, comme une empreinte digitale, dans la lumière que nous recevons sur Terre. En démêlant soigneusement le signal de la planète de celui de l’étoile, nous pouvons déterminer la composition de l’atmosphère de l’exoplanète. Cette méthode s’appelle la spectroscopie de transit.

##### La méthode de transit à l’iREx

À l’iREx, plusieurs chercheurs utilisent la méthode de transit pour trouver de nouvelles planètes ou la spectroscopie de transit pour étudier en profondeur l’atmosphères des exoplanètes. L’instrument PESTO à l’OMM, conçu par des chercheurs de l’iREx utilise la méthode de transit. L’instrument canadien NIRISS, développé en partie par des chercheurs de l’iREx, à bord du télescope spatial James Webb a un mode qui permet la spectroscopie de transit.

### Imagerie directe

Il est possible de prendre une photo d’une exoplanète si l’on réussit à bloquer la lumière aveuglante de son étoile ou si la planète est très loin de son étoile.

##### Prendre une photo



Une animation d’une suite d’images directes prises par l’Observatoire Gémini-Nord du système HR 8799 contenant quatre exoplanètes. La lumière de l’étoile centrale a été bloquée par un coronographe. (Crédit: J. Wang/Caltech/C. Marois/NRC-Herzberg)

La question semble évidente: pourquoi ne pas simplement prendre une photo de l’exoplanète?  Le principal problème est que les planètes sont généralement proches de leurs étoiles hôtes, qui sont des millions, voire des milliards de fois plus lumineuses qu’elles. Une bonne comparaison serait d’essayer de repérer une minuscule luciole bourdonnant autour d’un phare géant, vu à des kilomètres de distance. C’est presque impossible, mais c’est parfois possible dans les bonnes conditions et en utilisant des outils et des techniques très spéciaux.

La chose la plus importante à faire est de bloquer autant de lumière de l’étoile que possible lors de la prise de l’image en utilisant des masques spéciaux appelés des coronographes. La lumière restante est soigneusement traitée pour éliminer le plus de bruit possible. L’orbite de l’exoplanète doit également être située assez loin de l’étoile, sinon l’exoplanète elle-même sera cachée par le coronographe. Avec le bon système planétaire et un bon coronographe, il est donc parfois possible de prendre une image réelle et de détecter directement l’exoplanète!

##### Les exoplanètes brillent aussi!



Une image directe d’une planète en formation autour de l’étoile PDS 70 (dont la lumière est bloquée par un coronographe) prise par l’instrument SPHERE au télescope ALMA. (Crédit: ESO/A. Müller et al.)

Un télescope prenant une image directe d’un système planétaire en lumière visible voit la lumière de l’étoile centrale se refléter sur la surface de l’exoplanète. Un télescope qui observe la lumière infrarouge, par contre, observe surtout la lumière et le rayonnement de l’exoplanète elle-même! Dans les deux cas, il est plus facile de voir les grosses planètes car elles réfléchissent et émettent plus de lumière.

Pour les télescopes infrarouges, il est également utile d’observer les jeunes planètes. Lorsque la matière s’effondre et se comprime pour former une planète, cela génère beaucoup de chaleur et de lumière infrarouge. Les étoiles ont également tendance à être plus faibles dans l’infrarouge, de sorte que le coronographe n’a pas besoin de bloquer autant de lumière. Les planètes les plus faciles à observer directement sont donc les planètes jeunes et chaudes, sur des orbites très larges, autour d’étoiles moins lumineuses, à l’aide de télescopes infrarouges.

##### L’imagerie directe et l’iREx

La méthode de l’imagerie directe a aidé à cimenter l’expertise du Québec en exoplanètes grâce à la première image prise d’un système exoplanétaire en 2008 par des chercheurs de l’iREx. De plus, l’imageur GPI, développé en partie par des chercheurs de l’iREx, utilie la méthode de l’imagerie directe.

### Microlentilles gravitationnelles

La lumière d’une étoile distante est courbée et amplifiée vers la Terre à cause de la présence d’un système stellaire qui passe entre la Terre et l’étoile.

##### L’espace déformé



Les corps massifs comme les étoiles et les planètes déforment l’espace-temps, le tissu de l’Univers, par la force de la gravité. Les objets plus massifs ont un effet plus grand. (Crédit: T. Pyle/Caltech/MIT/LIGO Lab)

La méthode la plus surprenante de détection des exoplanètes pourrait bien être celle des microlentilles gravitationnelles. Selon la théorie de la relativité d’Einstein, les objets massifs déforment l’espace et le temps autour d’eux. C’est ainsi que la gravité maintient les choses ensemble. Vous pouvez imaginer une boule de bowling sur une feuille de caoutchouc représentant notre Soleil dans le Système solaire. La masse de la boule de bowling va déformer la feuille et créer un creux. D’autres boules, représentant les planètes, seront attirées par la boule centrale et seront piégées dans ce creux de la même manière que les planètes orbitent autour du Soleil.

Il est intéressant de noter que l’espace déformé peut également faire courber la lumière autour de lui. De cette façon, un objet massif dans l’espace peut agir comme une grosse lentille qui grossit l’image. Lorsque deux étoiles s’alignent parfaitement dans le ciel, nos télescopes peuvent détecter une augmentation de la luminosité de l’étoile d’arrière-plan à mesure qu’elle est concentrée. Même si nous ne pouvons pas voir l’objet qui agit comme une « lentille », nous pouvons déterminer sa masse en fonction de l’évolution de la brillance dans le temps.

##### Pics d’exoplanètes



Un événement de microlentille gravitationnelle causé par un système étoile-exoplanète passant devant une étoile lointaine. L’axe horixontal représente le temps, et l’axe vertical représente la brillance de l’étoile lointaine. La présence de l’exoplanète cause un petit pic supplémentaire dans l’amplification de la brillance de l’étoile lointaine. (Crédit: ESO/L. Calçada)

N’importe quel type d’objet massif peut agir en tant que « lentille ». On utilise généralement le terme de microlentille pour les objets célestes plus petits comme les planètes et les étoiles (par opposition aux galaxies). Les astronomes peuvent détecter indirectement une exoplanète en recherchant des signatures d’événements de lentilles très spécifiques. Dans ce cas, ils verront l’augmentation normale de la lumière de l’étoile, ainsi qu’un pic de luminosité de plus dû à l’exoplanète qui agit comme une microlentille supplémentaire.

Malheureusement, nous ne pouvons pas prévoir quand deux étoiles s’aligneront parfaitement dans le ciel en se déplaçant. Pour attraper un événement de microlentille, nous devons observer des milliers d’étoiles en même temps et espérer avoir de la chance. De temps en temps, nous sommes très chanceux et voyons également la preuve de la présence d’une exoplanète.

##### Les microlentilles gravitationnelles et l’iREx

Notre chercheuse postdoctorale Lisa Dang est l’experte de choix au Canada dans l’utilisation des microlentilles gravitationnelles pour la détection et l’étude des exoplanètes.

### Astrométrie

Bien que l’on dise souvent qu’une planète tourne autour de son étoile, on devrait plutôt dire que la planète et l’étoile tournent l’une autour de l’autre. La présence de la planète fait aussi bouger son étoile.



Une animation du petit mouvement d’une étoile causée par l’effet gravitationnel de l’exoplanète qui l’orbite. Une exoplanète peut être détectée en observant et en mesurant ce mouvement par la technique de l’astrométrie. (Crédit: NASA)

Le terme astrométrie signifie mesurer précisément la position et le mouvement d’une étoile. Comme nous l’avons mentionné dans la section sur la vélocimétrie ci-dessus, les exoplanètes en orbite font osciller leurs étoiles hôtes dans l’espace, car elles tournent toutes autour de leur centre de masse commun. Si une étoile est proche de la Terre, et si l’exoplanète est très massive (ce qui provoque une plus grande oscillation), nous sommes capables de mesurer directement le mouvement de l’étoile.

Les mouvements de ce type sont généralement très faibles, et il est donc extrêmement difficile de détecter des planètes de cette manière. Au milieu du 20e siècle, les astronomes ont essayé de détecter des exoplanètes de cette manière, mais leurs instruments n’étaient pas encore assez précis. Ce n’est que récemment, grâce à la mission Gaia, que nous avons commencé à utiliser cette méthode. Le télescope Gaia mesure la position de plus d’un milliard d’étoiles avec une extrême précision. Cela nous permet de découvrir et de confirmer l’existence de nombreuses exoplanètes dans notre voisinage solaire grâce à l’astrométrie.

##### L’astrométrie et l’iREx

Jonathan Gagné, membre de l’iREx et professeur associé à l’UdeM, et son équipe utilisent la méthode de l’astrométrie, entre autres avec des données de la mission Gaia, pour détecter et étudier des exoplanètes et objets stellaires et sous-stellaires.

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