La détection des planètes extrasolaires suscite un intérêt certain, et plus particulièrement ces derniers temps, depuis les dernières découvertes.

Voyons comment on procède actuellement et quelles sont les solutions d'avenir pour améliorer les résultats.

La première méthode à laquelle on pense serait de braquer un télescope dans le ciel et d'observer la présence éventuelle de planètes autour d'étoiles. Ce procédé n'a jusqu'à présent pas donné de résultats, et ce pour plusieurs raisons.

Pour mieux comprendre la difficulté que représente la détection de planètes extrasolaires voyons plus précisément comment se présente un système planétaire. Un système planétaire est constitué d'une ou plusieurs étoiles autour desquelles tourne une ou plusieurs planètes (la majorité des systèmes comportent deux étoiles).

L'étoile émet une quantité importante de lumière avec un maximum de rayonnements dans le domaine visible ; Environ 0,5 microns pour le soleil, ce qui correspond à une température de surface de l'étoile d'environ 6000 K(le domaine visible s'étend de 0,65 microns pour le rouge, à 0,4 microns pour le bleu).

La planète réfléchit une partie de la lumière qu'elle reçoit de l'étoile et elle émet également de la lumière sous la forme de rayonnement infrarouge. Pourquoi infrarouge, cela est dû à sa température.

Selon la loi de Planck on a pour la terre un maximum de rayonnements à 10 microns pour une température de 288 K. Plus une planète est froide, plus son rayonnement est décalé vers l'infrarouge lointain. De plus la constante de Stéfan nous montre que plus un corps est froid et plus son rayonnement est faible. Ceci nous montre que le rayonnement émis par une planète est nettement plus faible que celui émis par une étoile beaucoup plus chaude. De plus la surface d'une planète est beaucoup plus faible que celle d'une étoile, quant au rayonnement il est évidemment proportionnel à la surface d'émission.

Il y a donc deux types de rayonnements en provenance d'une planète que l'on peut observer. Il y a le rayonnement réfléchi par l'étoile qui l'éclaire, ce rayonnement est d'environ 600 Watts par mètre carré pour la terre sur la face éclairée, et le rayonnement émis par la planète. Ce rayonnement est d'environ 500 Watts par mètre carré pour la terre. Ces proportions peuvent varier. Ainsi pour une planète plus froide et plus proche d'une étoile le rayonnement réfléchi sera prédominant, tandis que pour une planète plus lointaine et plus chaude le rayonnement émis par la planète sera prédominant.

On exprime généralement la luminosité globale d'une étoile ou d'une planète en magnitude apparente ou en magnitude absolue. La magnitude absolue du soleil est de 4,8 alors que celle de la terre est de 30, soit environ dix milliards de fois moins.

De plus la planète apparaît très proche de l'étoile (0,1 seconde d'arc pour la distance terre soleil, observé à 10 parsecs ). On comprend mieux la difficulté à différencier une planète de son étoile. En effet à part l'imageur gravitationnel ou le projet éclipse, il semblerait qu'aucun instrument traditionnel ne puisse obtenir un tel facteur de contraste.

Toutefois lorsqu'on regarde le graphique concernant la loi de Planck on voit que l'écart de luminosité entre la terre et le soleil est plus réduit dans l'infrarouge lointain (environ 100.000), c'est donc dans ces longueurs d'ondes que l'on envisage la détection de planètes extrasolaires, par le projet Darwin par exemple.

La détection de rayonnement infrarouge depuis la terre est une opération délicate pour une raison simple, la terre est elle-même un émetteur infrarouge ainsi que les miroirs d'un télescope, un D.T.C. ou l'atmosphère. Le signal à recevoir est donc masqué par ce rayonnement.

Si on peut refroidir un télescope, en revanche on ne peut pas refroidir l'atmosphère. Il faut donc chercher une autre solution.

Le rayonnement émis par l'atmosphère est proportionnel au champ d'observation, on peut donc le réduire en augmentant la résolution du télescope. Toutefois la résolution du télescope est limitée du fait de sa distance focale fini et du fait que la longueur d'onde à capter n'est pas nulle d'une part, et par les turbulences atmosphériques d'autre part.

Ce sont généralement les turbulences atmosphériques qui limitent la résolution, même pour les observations faites avec un bon télescope amateur. Elles varient entre 0,3 et 1 seconde d'arc selon les conditions atmosphériques mais peuvent être réduites par un dispositif appelé optique adaptative. Toutefois cette technique a ses limites.

Une autre technique envisagée par le V.L.T. par exemple, est l'interférométrie optique. Cette technique n'est pas encore utilisée sur le V.L.T. et sa mise en œuvre semble délicate à réaliser. On utilise cependant cette technique dans le domaine des ondes radio avec de bons résultats.

Pour ces raisons on envisage pour l'observation des planètes extrasolaires d'utiliser un réseau de télescopes envoyés dans l'espace, c'est le projet Darwin de l'E.S.O. Ce projet est destiné à l'observation de planètes extrasolaires ainsi qu'aux lointaines galaxies. Il consiste à observer le rayonnement infrarouge émis par la planète à l'aide de cinq télescopes disposés en cercle et reliés entre eux par interférométrie optique pour augmenter la résolution.

On espère de cette façon pouvoir détecter la présence de planètes comparables à la terre située à une distance de quelques Années lumières, et réaliser une analyse spectrale du rayonnement.

Ce projet est coûteux et il n'est envisagé qu'à l'horizon 2015. Les projets actuels d'observation de planètes extrasolaire de manière directe autres que l'imageur gravitationnel se limitent donc au proche voisinage de notre système solaire.

Méthodes indirectes.
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