Les planètes et les étoiles émettent des photons dans l'espace et certains vont arriver jusqu'à la Terre... Notre seule source d'information, ce sont ces photons !

Les observations sont effectuées avec un ou plusieurs télescopes, qui vont collecter et envoyer un grand nombre de photons au foyer de l'instrument. L'image se forme alors sur un capteur CCD (Charge-Coupled Device, dispositif à transfert de charges), qui est un récepteur à photons transformant ces derniers par effet photoélectrique en courant électrique. Ceci permet donc l'enregistrement d'une image notamment pour être envoyée et traitée par un ordinateur.

Sont identifiables sur l'image obtenue par le capteur CCD :

• L'emplacement de la planète.sur l'image
• Le nombre de photons en provenance de la planète

Observation de Fomalhaut b

Pour voir la planète, il faut que son image et celle de l'étoile ne soient pas superposées, cela sous-entend que leur écartement angulaire sur le ciel soit suffisamment important. La mesure de cet angle se fait en seconde d'arc (aussi noté "), qui est une subdivision du degré, un degré correspondant à 60 minutes d'arc (60') et une minute d'arc à 60 secondes d'arc (60").

Cette séparation angulaire dépend de la distance séparant les deux corps (voir la partie mécanique) et de la distance séparant le système exoplanétaire de l'observateur terrestre . Or, si l'on prend un cas typique d'un planète à 100 UA autour d'un étoile située à 10 pc de nous, le rapport vaut plus de cent mille ! La séparation angulaire entre l'étoile et l'exoplanète vues depuis la Terre est alors donnée simplement par la formule trigonométrique . Comme , cette formule se simplifie en si l'on mesure en radians (il faudra alors le convertir en secondes d'arc : ).

La lumière qui nous permet d'identifier la planète provient de plusieurs mécanismes physiques. L'étoile émet de la lumière au niveau de sa photosphère, dont l'intensité et la couleur vont dépendre de sa température efficace (cf. corps noir). Mais la planète (suivant son éloignement par rapport à son étoile) va réfléchir une partie de la lumière stellaire suivant son albédo (littéralement sa capacité à réfléchir la lumière). Elle va aussi émettre sa propre émission thermique selon sa propre température efficace. AJOUTER LIEN.

On exprime la différence d'intensité lumineuse entre l'étoile et la planète grâce au contraste, définit comme :

Le contraste en magnitude est défini comme la différence de magnitude (LIEN VERS PAGE SUIVANTE) entre la planète et l'étoile.

Comme nous l'avons vu précédemment, le flux lumineux émis par les planètes du système solaire se compose de deux parties, une partie (au niveau de la flèche rouge) dû à l'albédo de la planète qui va provoquer une réflexion de la lumière solaire (avec un maximum au même endroit que le maximum solaire, puisqu'il s'agit de la même lumière) et une partie d'émission thermique propre (au niveau de la flèche bleue). La température des planètes étant plus froide que celle de leur étoile, ce second maximum local se situe à de plus grandes longueurs d'onde.

Pour aller plus loin sur la photométrie, cliquer ici.

Pour mesurer la luminosité d'un objet en astrophysique, on utilise les magnitudes.

Par définition la magnitude est liée au flux spectral émis ou réfléchi par la formule où est le flux spectral d'une étoile de référence (par défaut Véga) qui correspond arbitrairement à une magnitude de 0.

En général on considère deux types de magnitudes :

• la magnitude apparente qui correspond à la luminosité observée, notée (minuscule) avec indication optionnelle d'une bande spectrale (ainsi un objet observé dans un filtre V, correspondant à la bande "visible" autour de 551 nm, verra sa magnitude apparente notée ou même )
• la magnitude absolue qui correspond à la luminosité apparente de l'objet s'il était placé à 10 pc de nous, notée (majuscule) : avec la distance séparant l'observateur de l'objet en parsec et un facteur de correction provenant de l'absorption par le milieu interstellaire, négligeable sur les courtes distances. Si on consiodère la même bande spectrale que dans l'exemple précédent, la magnitude absolue sera notée .

[Pour aller plus loin.]

Les magnitudes sont d'usage courant en astronomie et très utiles. Elles permettent, entre autres choses, de construire des diagrammes couleur-magnitude ou couleur-couleur qui donnent des informations similaires au diagramme HR tout en pouvant être construits beaucoup plus facilement à partir des observations disponibles. Ici, une couleur désigne la différence entre deux magnitudes observées dans deux bandes spectrales différentes.

Diagramme couleur-couleur

Diagramme couleur-couleur comparant les naines rouges (M dwarfs) naines brunes (L et T dwarfs) et les planètes HR8799 b,d et d. Ici on compare des observations dans l'infrarouge dans avec des filtres K',Ks,L' et M'..

Crédit : Galicher et al. 2011

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