Spectres dans le système solaire
Comparaison de la distribution des flux spectraux lumineux émis (en échelle logarithmique) en fonction de la longueur d'onde dans le système solaire.
La composante de gauche du spectre (autour d'un micron) correspond à la réflexion de la lumière du soleil sur la planète, la partie droite autour de 20 µm correspond au rayonnement thermique émis par chaque planète et dépendant de sa température.
C'est en comparant les flux lumineux du Soleil et de ses planètes que l'on peut remarquer au moins deux choses :
- le contraste entre la lumière provenant du Soleil et celle provenant des planètes est très important (entre 4 et 10)
⇒ dans ces conditions il est très difficile d'identifier la lumière en provenance de la planète dans un flux de lumière émanant de l'ensemble étoile+planète(s).
- il existe des plages de longueurs d'onde (appelés domaines spectraux) où le contraste est un peu plus favorable
⇒ nous pouvons identifier des filtres photométriques et des domaines spectraux dans lesquels il est plus simple de faire ressortir la lumière d'une planète (par exemple, pour observer Jupiter de l'extérieur du système solaire, le meilleur contraste se situe autour de 50 µm).
Attention : un contraste d'un facteur X correspond à un rapport de 
!
Comme vous pouvez facilement l'imaginer, pour pouvoir détecter/voir la planète, la différence de luminosité entre l'étoile et la planète doit être aussi faible que possible. Il est donc plus facile de chercher des exoplanète autour d'étoiles peu brillantes.
La luminosité de l'étoile dépend de sa température, cette dernière dépendant de sa masse, et la durée de vie d'une étoile st inversement proportionnelle à cette masse. Suivant sa position dans le diagramme HR (voir ci-dessous) l'étoile évolue donc plus ou moins vite.
Diagramme de Hertzsprung-Russell
Le diagramme HR, pour diagramme Hertzsprung-Russell, permet de classer un étoile grâce à sa luminosité en fonction de sa température. Sur la séquence principale (Main sequence, V, ou MS) on trouve les étoiles fusionnant l'hydrogène (comme le Soleil). En haut à gauche donc à forte température et luminosité, on trouve les étoiles bleues, très jeunes, et en bas à droite les naines rouges qui sont peu brillantes et à faible température.
Si on cherche à étudier les exoplanètes autour d'une étoile de faible luminosité, on va donc être intéressé par des étoiles de faible masse et faible température, voire même par des naines brunes.
Dans les faits, la première exoplanète imagée l'a été autour d'une naine brune.
Mais une planète comme β Pictoris b tourne autour d'une étoile A (blanc-bleutée) de la séquence principale ! Comment se fait-il que l'on puisse imager une planète autour d'une étoile aussi brillante ?
Une étoile de type A est très massive, elle quitte donc rapidement la séquence principale. Une étoile A sur la séquence principale est donc jeune, et ses planètes le sont aussi : ainsi β Pictoris a un âge compris entre 10 et 20 millions d'années seulement.
Pourquoi est-il intéressant de cibler un système planétaire si jeune ?
Les sources d'énergie permettant à une planète de rayonner peuvent être de deux types :
- externe : l'étoile, dont le rayonnement est soit directement réfléchi, soit absorbé puis réémis de façon thermique
=> le flux reçu par la planète étant inversement proportionnel au carré de la distance la séparant de l'étoile, cette composante sera négligeable pour des planètes éloignées de leur étoile .
- interne : par exemple provenant de l'énergie résiduelle du processus de formation
=>une planète jeune, née d'un processus cataclysmique, sera un objet très chaud se refroidissant avec le temps.
Courbes d'évolution de la luminosité d'une planète
En 2012 Christoph Mordasini et collaborateurs présentent dans Astronomy & Astrophysics, un modèle d'évolution planétaire. Vous pouvez voir ici l'évolution de la luminosité (comparée à la luminosité solaire, le tout en échelle logarithmique) de planètes de type géante gazeuse (comme Jupiter) en fonction du temps. Observez le pic autour d'un million d'années qui survient à la fin du processus de formation et à partir duquel la luminosité se met à chuter.
Comme nous l'avons présenté précédemment, notre problème est similaire à celui d'observer à plusieurs kilomètres de distance la lumière d'une chandelle posée à côté de la lampe d'un phare.
Si vous collez la chandelle à la lampe du phare vous n'avez aucune chance de la voir car vous serez totalement éblouis. En revanche, si vous attachez la chandelle à un bras télescopique de plusieurs mètres, vous pourrez la détecter plus facilement.
De plus, si, avec votre bateau, vous vous éloignez trop du phare, vous êtes sûr de ne pas pouvoir observer la chandelle.
Pour augmenter les chances d'observer directement une exoplanète, il faut donc que la séparation apparente entre l'étoile et l'exoplanète sur le ciel soit aussi grande que possible, ce qui nécessite :
- que l'exoplanète soit aussi éloignée de son étoile que possible ;
- et/ou que l'exosystème soit aussi proche que possible de l'observateur.
Exemple de relation distance,orbite,distance angulaire
La première planète imagée orbite à environ 55 fois la distance Terre-Soleil de son étoile hôte, qui elle-même se trouve
à 70 pc de nous. Cela se traduit par une distance angulaire de 778 mas (milliarcsecondes), ce qui est accessible aux grands télescopes actuels.