P l a n é t o L o g i e

P l a n é t o L o g i e
Université Montpellier II
2012-2013
Henri Reboul
EXOPLANÈTES

Pour les distances au soleil en UA:
0,4 0,7 1 1,5 5 , 10, 20, 30
Planètes
telluriques
Planètes gazeuses (et géantes)
(avec des lunes plutôt telluriques)
RAPPEL : Les 8 planètes du système solaire

I Détection des exoplanètes
•Première découverte confirmée: 1990 (publication en 1992) mais ces
planètes sont autour d’un pulsar PSR B1257+12 par Aleksander Wolszczan
•Première exoplanète découverte autour d’une étoile solaire 6 octobre 1995 :
Michel Mayor et Didier Queloz à l’Observatoire de Haute Provence. Autour de
l’étoile 51 Pegasi. Masse > 0,47 MJupiter , a = 0,053 AU → T  1 600 K
• 2013 près d’un millier confirmées
•Méthodes de détection : nombreuses (diapo suivante)
•Les principales au début du XXIe siècle:
• Effet Doppler (vitesse radiale) périodique détecté sur l’étoile
• Baisse périodique de l’éclat de l’étoile (transit de la planète)

Planet Detection Methods (pdf; M.
Perryman)
update: 16 April 2012
Détection des exoplanètes
Beaucoup de méthodes mais 2 principales

Observateur
Détection par variation périodique de vitesse radiale de l’étoile par rapport au
soleil via l’effet Doppler-Fizeau sur son spectre
G
L’étoile émet beaucoup plus de lumière que
n’en réfléchit sa planète (le soleil est 109
fois plus lumineux que Jupiter).
Dans le mouvement orbital de l’étoile et de
sa planète autour du centre de gravité G de
l’ensemble, la distance (radiale) étoile-
observateur (et donc sa vitesse radiale)
varie périodiquement. Cela se manifeste par
un décalage spectral par effet Doppler-
Fizeau dans l’observation du spectre de la
lumière de l’étoile
La masse de l’étoile pouvant être estimée par cette méthode permet de mesurer
MP sin i (MP étant la masse de la planète responsable de ce mouvement de
l’étoile) et i l’inclinaison de l’axe de l’orbite sur la ligne de visée. Elle ne donne
donc qu’un minorant de MP (MP  MP sin i).