Commençons par étudier ce qui se passe d'un point de vue physique dans le système planétaire que l'on va chercher à imager:
La planètes suivent les lois de la mécanique découvertes par Newton. En particulier, elles sont soumises à la force de gravitation universelle qui définit des orbites képlériennes.
La position et le mouvement relatif de la planète par rapport à son étoile vont nous permettre de contraindre les éléments de l'orbite (demi grand axe, inclinaison, excentricité), sa période et donc les masses des corps.
Une planète commence sa formation sous la forme d'un noyau solide qui grossit par accrétion de matière.
Si la masse de ce planétoïde dépasse quelques dizaines de 
(1 
correspondant à une fois la masse Terre) , l'accrétion de gaz augmente brutalement pour former une planète géante.
Le modèle précédent, dit de "core accretion" ou accrétion de coeur, n'est pas le seul existant pour expliquer la formation des planètes géantes, un autre modèle est basé sur les modèles de formation des étoiles. En effet les instabilités gravitationnelles dans le disque protoplanétaire provoquent une fragmentation de celui-ci suivi d'effondrements locaux menant à la formation directe d'astres principalement gazeux... Identifier le mode de formation est donc une tache complexe, et l'imagerie directe donne des pistes pour ce faire (notamment la luminosité ou la température en fonction de l'âge de la planète mais aussi sa position par rapport à l'étoile).
Pour en savoir plus, reportez-vous au cours sur la formation des planètes en cliquant ici.
Lorsqu'une étoile vient de se former, elle est entourée d'un disque de poussière et de gaz comme β Pictoris par exemple RAJOUTER LE LIEN. C'est dans ce dernier que vont se former les planètes. Au fil de l'évolution du système planétaire, ce disque va être alimenté par les collisions entre les comètes et les astéroïdes. Ce disque de poussière est très lumineux dans les systèmes jeunes. Il absorbe le rayonnement de l'étoile et son émission (principalement dans l'infrarouge lointain) va avoir tendance à gêner l'observation directe des exoplanètes.
Dans le système solaire le contraste moyen entre la lumière zodiacale et la lumière solaire est de 7 ordres de grandeur.
alors que le rapport des masses entre le disque de poussière et les planètes vaut 
et que le disque s'étend de 5 à plusieurs centaines d'UA.
Il existe des étoiles autour desquelles on trouve un disque plus de 1200 fois plus brillant, comme η Corvi !
On exprime l'intensité diffusée par la poussière interplanétaire en zodi, 1 zodi étant l'intensité diffusée par le disque de notre système solaire.
Tout corps, à une température donnée, émet un rayonnement particulier appelé rayonnement thermique (ou par abus, rayonnement de corps noir, un corps noir étant un corps parfaitement absorbant à toutes les longueurs d'onde).
Le spectre du rayonnement d'un corps noir ne dépend que de sa température 
. La longueur d'onde 
où ce spectre atteint son maximum est donnée par la loi de Wien: 
. 
, 
et 
désignent respectivement les constantes de Planck, la vitesse de la lumière et la constante de Boltzmann. Un corps chaud présente donc un pic d'émission décalé vers les courtes longueurs d'onde par rapport à un corps plus froid. Aux températures ambiantes, ce pic est dans l'infrarouge (dit infrarouge thermique), mais pour des corps atteignant une température plusieurs milliers de Kelvins, ce maximum se décale dans le spectre visible : c'est le cas des étoiles par exemple, ou bien d'un tison chauffé à blanc.
Le flux total 
(intégré sur toutes les longueurs d'onde) émis par un corps noir ne dépend également que de sa température, suivant la loi de Stefan-Boltzmann : 
où 
désigne la constante de Stefan-Boltzmann. Un corps chaud rayonne donc bien davantage qu'un corps froid.
La température du corps noir émettant autant de flux thermique que la planète est appelée température efficace (
) de la planète. Elle est en règle générale voisine de la température physique de la région de la planète d'où est principalement issue l'émission thermique (atmosphère, voire surface solide pour des planètes telluriques dotées d'une atmosphère mince).
Or, on a pu voir précédemment, que le processus de formation des planètes était un processus impliquant des chocs et autres phénomènes violents, ce qui provoque un dégagement d'énergie considérable sous forme de chaleur.
Vous pouvez remarquer que, une fois formée, plus la planète est jeune, plus elle est chaude, et donc plus important est le flux lumineux qu'elle émet. Mais aussi plus la longueur d'onde du maximum de luminosité est courte (et se rapproche du domaine visible) ! Ainsi Jupiter émet actuellement son maximum d'émission autour de 30 µm, tandis que β Pictoris b l'émet autour de 1,7 µm.
Le rayonnement de corps noir des jeunes exoplanètes géantes culmine généralement dans le proche infrarouge. C'est une chance car il y a de nombreuses raies moléculaires (méthane, monoxyde de carbone...) et atomiques (Na, K ...) dans ce domaine spectral, ce qui permet potentiellement d'analyser la composition chimique de ces planètes.
Pour observer depuis le sol dans ce domaine de longueurs d'onde, il faut hélas se restreindre aux fenêtres de transparence de l'atmosphère terrestre, comme les fenêtres J,H et K situées dans le proche infrarouge (voir l'image ci-dessous).
La formation des planètes étant quasi-concomittante à celle de leur étoile hôte, on assimile souvent l'âge de la planète à celui de son étoile. Par exemple la Terre a terminé sa formation 20 millions d'années après le Soleil, ce qui est négligeable en comparaison des 4,6 milliards d'années du système solaire.
Pour déterminer l'âge d'une étoile on peut déterminer, par son mouvement propre, à quel groupe d'étoiles elle appartient. Le groupe d'étoiles, dont les étoiles ont été formées au même moment et se déplaçant dans la même direction, peut nous donner son âge grâce à sa répartition au sein du diagramme HR. http://astro.unl.edu/naap/hr/animations/hr.html
: plus il est élevé, plus l'activité est grande. Les courbes représentes plusieurs tentatives pour déterminer une relation entre ces deux observables.
On peut aussi relier, pour un type stellaire donné, l'âge à l'activité et à la couleur de l'étoile. La couleur s'obtient en prenant deux mesures de flux photométriques dans deux domaines de longueur d'onde différents. Pour l'activité, l'observation de plusieurs marqueurs spectroscopiques est possible ainsi que l'émission dans le domaine des rayons X.
et le rayonnement en X .
B-V est l'indice de couleur des étoiles qui peut donc être relié à leur type spectral.
La rotation de l'étoile est aussi liée à l'activité et donc à son âge, la comparaison de la rotation propre d'une étoile avec sa couleur va donc nous permettre de remonter à ce premier paramètre, pour un type spectral donné.
et la rotation de l'étoile exprimée par le nombre de Rossby.