D'autres solutions peuvent êtres envisagées en faisant appel à des méthodes indirectes, dont certaines sont basées sur l'interaction gravitationnelle entre la ou les étoiles, et la ou les planètes.

Lorsqu'une planète tourne autour d'une étoile, elle induit un mouvement circulaire de celle-ci autour du centre de gravité formé par l'étoile et la ou les planètes. Ce mouvement de l'étoile est d'autant plus marqué que la masse de la planète est importante et que celle de l'étoile est faible. Par exemple Jupiter entraîne le soleil à une vitesse d'environ 12 mètres par seconde.

Il y a deux façons de détecter ce mouvement :

- soit en repérant la position de l'étoile à différents moments, cette méthode n'a jusqu'à présent pas donné beaucoup de résultats. Cela est dû aux faibles écarts de positions induites. On envisage grâce à l'interférométrie optique d'améliorer les résultats, toutefois cette méthode sera toujours limitée par les distances.

- Soit en mesurant la vitesse de l'étoile par une analyse spectrale. On choisit une raie spectrale et on mesure le décalage spectral produit par la variation de vitesse apparente de l'étoile. On obtient dans le cas d'un système planétaire une courbe de forme sinusoïdale après correction de notre propre vitesse autour du soleil. L'amplitude de la courbe est non seulement liée à la masse de la planète mais aussi à l'angle formé par le système à observer et le nôtre. Elle est maximale lorsque les deux systèmes sont parallèle et minimal lorsqu'ils sont perpendiculaires. Cet angle reste inconnu mais en moyenne il est de 45 degrés.

Cette méthode possède l'avantage de donner un résultat dont la précision n'est pas limitée par la distance de l'étoile ou par la résolution du télescope, mais simplement par la magnitude de l'étoile. Elle est donc bien appropriée à l'observation de systèmes planétaires lointains, et peut être utilisée aussi bien à l'aide de télescopes amateurs que professionnels.

La précision du spectromètre utilisé avec le télescope est déterminante. Une solution d'avenir est le spectromètre hétérodyne dont la précision n'est limitée que par la stabilité de l'oscillateur local et la bande passante des fréquences intermédiaires. Il nécessite cependant une luminosité élevée.

Cette méthode est utilisée actuellement et donne de bons résultats. Elle permet notamment de distinguer des étoiles doubles sans difficulté, mais aussi ces derniers temps elle a permis la détection de nombreuses planètes de la taille de Jupiter. En affinant la méthode on peut espérer détecter des planètes de quelques masses terrestres. Cette limite est due aux turbulences de l'étoile qui ont pour effet d'élargir et de déformer les raies spectrales émises. Cette méthode permet de calculer la masse minimale de la planète ainsi que sa période de révolution autour de l'étoile et sa distance avec l'étoile. Mais elle ne donne pas d'information sur la composition chimique de la planète.

Une autre méthode indirecte appelée méthode du transit, consiste à détecter le passage d'une planète devant sont étoile, il se produit alors une éclipse partielle, la taille de la planète étant beaucoup plus petite que l'étoile. Dans le cas du passage d'une planète comparable à la notre devant une étoile comparable au soleil on observerait une baisse de luminosité de 0,01% ce qui est très faible et serait masqué par les fluctuations d'absorptions atmosphériques sans quoi il serait possible d'utiliser cette méthode même à l'aide d'un télescope amateur. J'ai à ce sujet un projet consistant à atténuer ces variations à l'aide d'un traitement logiciel que je vous invite à découvrir.

L'inconvénient de cette méthode est qu'elle ne fonctionne que pour des systèmes planétaires parfaitement parallèles au notre. Plus les planètes sont éloignées de l'étoile et moins il y a de chances de pouvoir les observers. La méthode consiste donc à observer beaucoup d'étoiles pour découvrir quelques planètes.

Utilisation des lentilles gravitationnelles.
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