La description faite plus haut de la perte de flux pendant un transit suppose que le flux stellaire est indépendant de la position sur l’étoile et constant dans le temps. Dans la réalité, le rayonnement stellaire est généralement caractérisé par un assombrissement centre-bord, lié au fait que le rayonnement au limbe provient d’un niveau plus élevé, et par conséquent plus froid, dans l’atmosphère de l’étoile, que celui au centre. En conséquence, l’atténuation du rayonnement de l’étoile lors d’un transit planétaire n’est pas purement géométrique.

Aux longueurs d’onde où l’assombrissement centre-bord est important, les courbes de lumière apparaissent ainsi plus « piquées » (c’est-à-dire moins plates) près de leur centre, puisque la planète masque alors une zone de rayonnement plus intense.

De manière plus générale, les étoiles présentent des hétérogénéités locales de flux, associées notamment aux tâches stellaires liées à l’activité de l’étoile. Leur masquage pendant le transit peut conduire à des irrégularités dans le profil d’atténuation de l’étoile, ce qui compliquera la détermination du rayon planétaire. Ces problèmes sont particulièrement sérieux dans le cas des étoiles géantes et sous-géantes. L’activité stellaire, qui induit une variation temporelle du flux total émis par l’étoile, peut aussi conduire à des courbes de lumières non parfaitement reproductibles dans le temps.

Faux positifs

Figure 6 :Transit d’une exoplanète devant son étoile (a), et trois types de « faux positifs » : (b) Transit d’une naine brune ou d’une étoile de très faible masse (c) transit d’une binaire à éclipse en présence d’une étoile brillante dans un système triple (d) transit rasant d’une binaire à éclipse. Au premier ordre, toutes ces situations donnent des courbes de lumières semblables.

Crédit : à traduire

Une faible atténuation temporaire et reproductible du flux stellaire peut sembler être la signature non-ambiguë d’un passage planétaire. Pourtant, il existe d’autres situations pouvant conduire au même type de signal (Fig. 6), telles que :

1. le transit rasant d’une étoile dans un système binaire à éclipses

2. le cas d’un système triple incluant une étoile brillante et une binaire à éclipses peu lumineuse : dans ce cas, l’effet du transit « normal » dans la binaire à éclipses est fortement dilué par la présence de l’étoile brillante, ce qui donne au phénomène l’apparence d’un transit planétaire de faible profondeur. Une variante de cette situation est le cas où la binaire à éclipse et l’étoile brillante ne font pas partie d’un système triple, mais se trouvent dans un alignement de circonstance.

3. Enfin, même dans les cas où on peut établir qu’il s’agit bien du transit d’un objet unique devant l’étoile étudiée, il faut encore prouver que l’objet en transit est bien une planète : en effet, les étoiles de faible masse (<10% de la masse du Soleil) et les naines brunes ont des rayons comparables à celles d’une planète géante comme Jupiter, et ne s’en distinguent que par leur masse bien plus élevée.

Il y a différentes manière de débusquer ces « faux positifs ». Ainsi les cas des transits rasants peuvent être identifiés par leur forme plus piquée (en « V ») que celle des transits planétaires (en « U »). Par ailleurs, comme on l’a vu plus haut, la durée du transit donne une mesure de la densité de l’étoile-hôte ; une solution aberrante (c’est-à-dire incohérente avec celle que l’on peut estimer à partir de la température de l’étoile) indiquera qu’il ne s’agit pas d’un transit planétaire. Enfin, pour distinguer entre une véritable planète et un objet sous-stellaire de même rayon, le seul moyen est de déterminer la masse de l’objet par vélocimétrie radiale. L’étude (et l’élimination) des faux positifs est fondamental pour les études statistiques de population planétaire. Ce taux s’avère important et fortement dépendant des types de planètes. Par exemple, dans le cas des données Kepler, il est de l’ordre de 10 à 20 % globalement, mais peut atteindre 35-55% pour les planètes géantes, plus difficiles à distinguer des étoiles de faible masse et naines brunes. En revanche, le taux de faux positifs dans le cas des systèmes multi-planétaires (en particulier dans le cas des systèmes à TTV, voir ci-dessus) est faible.