EXOPLANÈTES Méthodes de détection

L’imagerie, méthode directe

Les méthodes indirectes souffrent d’une limitation importante : elles requièrent d’observer l’étoile pendant au moins une période de révolution de l’hypothétique exoplanète pour assurer une détection. Ainsi, pour mettre en évidence une exoplanète qui serait à la même distance de son étoile que Jupiter du Soleil, il faut observer l’étoile hôte pendant douze ans, pendant trente ans pour une analogue à Saturne, quatre-vingt-cinq ans pour une analogue à Uranus, et cent soixante ans pour une analogue à Neptune. De telles durées sont rédhibitoires.

L’imagerie directe permet de détecter une exoplanète très rapidement – un an environ suffit pour les étoiles proches. En outre, elle offre la possibilité remarquable d’étudier son atmosphère. Cependant, la détection directe est particulièrement difficile car les exoplanètes sont à la fois très peu lumineuses et très proches de leur étoile. De plus, lors de la traversée de l’atmosphère terrestre, le trajet des rayons lumineux en provenance des astres est modifié par les inhomogénéités de la température de l’air, et les images sont quelque peu brouillées. L’image d’une étoile obtenue par un télescope après cette traversée est alors une tache (appelée seeing). Cette dernière est d’autant plus étendue que la turbulence est importante, s’étalant bien au-delà des positions des exoplanètes à détecter. Vue de loin, la lumière d’une exoplanète semblable à Jupiter étant plusieurs millions de fois plus faible que celle de son étoile – une exoplanète comparable à la Terre est plusieurs milliards de fois moins brillante que le Soleil –, le signal de l’exoplanète, noyé dans la tache de seeing, est impossible à distinguer de celui de l’étoile. Obtenir l’image d’une exoplanète nécessite donc d’utiliser des dispositifs instrumentaux et informatiques sophistiqués.

Pour corriger cette dégradation liée à la turbulence, un système d’optique adaptative (OA) analyse et corrige en temps réel la direction des rayons lumineux arrivant au foyer du télescope. Il restitue ainsi une image qui est la plus fine possible, c’est-à-dire qui n’est plus limitée que par la diffraction du télescope. Cette dernière limite peut alors être repoussée en utilisant des télescopes de plus grand diamètre. Les tout premiers systèmes d’optique adaptative pour l’astronomie (système Come-On, se perfectionnant en Adonis) ont été développés au début des années 1990 par des équipes françaises avec l’ESO (European Southern Observatory) et installés sur le télescope de 3,6 mètres de l’ESO au Chili. Ils ont permis de résoudre, c’est-à-dire séparer, des étoiles formant un système double très serré, puis de détecter des naines brunes – astres de masse intermédiaire entre celle d’une étoile et celle d’une planète – en orbite autour d’étoiles. Leur successeur, plus perfectionné, le système d’optique adaptative et de caméra infrarouge NaCo (abréviation de Naos-Conica) installé en 2001 sur un télescope de 8,2 mètres (élément du Very Large Telescope ouVLT) de l’ESO a enfin fourni les premières images directes d’exoplanètes, apparaissant alors comme des points lumineux distincts de l’étoile. Enfin, la dernière génération d’optique adaptative (instrument Sphere), installée en 2014 notamment sur le VLT, améliore encore les performances (on parle alors d’optique adaptative extrême).

Une fois ces perturbations atmosphériques corrigées, il faut encore « éteindre » la lumière de l’étoile, car l’intensité du halo résiduel, provoqué par la diffraction, est encore trop élevée et noierait tout éventuel signal d’origine exoplanétaire. Un coronographe (dit de Lyot) occulte la lumière de l’étoile, réalisant une éclipse artificielle de celle-ci (sous sa forme la plus simple, un coronographe se limiterait à un petit masque[...]