MPSI 1 ADS 2 : La détection des exoplanètes éléments de

MPSI 1
ADS 2 : La détection des exoplanètes
éléments de correction
Encore une fois, le choix des méthodes repose sur un cahier des charges à identifier clairement pour une
présentation logique !
Introduction
Objectif : expliquer la formation du système solaire, en observant d'autres systèmes analogues (puisqu'on ne
peut pas remonter dans le temps). Il s'agit de faire de la « planétologie comparée ». La recherche d'autres
formes de vie est un objectif ayant moins de chances d'être réalisé !
Problème : ces planètes se trouvent très loin et n'émettent pas de lumière (diffusion de lumière trop faible
relativement à celle de l'étoile à laquelle elle est associée)
Solution : Etudier les modifications du flux lumineux de son étoile dues à la presence de la planète
1 . modélisation de la formation des systèmes planétaires
Pour connaître l’origine et le devenir d’un système solaire à partir d’un nuage diffus et de poussières
inhomogène, on peut le modéliser, c’est-à-dire écrire un ensemble d’équations couplées qui expriment les
lois physiques (essentiellement attraction gravitationnelle) qui interviennent dans le système. Le modèle
représente d’autant mieux la réalité que le découpage de l’espace est plus fin, ce qui nécessite une grande
puissance de calculs et des données initiales en chacun des points. L’évolution du système, de nature
chaotique, prévu par le modèle est très sensible aux incertitudes sur ces conditions initiales .
Pour valider le modèle de formation à partir d'un disque « protoplanétaire », qui gravite autour de l’étoile, il
faut le confronter avec des observations.
Il est impossible de suivre l’évolution d’un système planétaire dont les constantes de temps se mesurent en
centaines de millions, voire milliards d’années. On se propose donc d'étudier un grand nombre de ces
systèmes qui sont à des stades différents de leur évolution, en supposant que cette évolution est toujours la
même ou qu'elle suit un petit nombre de possibilités.
2 . Présentation de deux méthodes au choix
Privilégier la méthode de l'effet Doppler, qui permet de réexploiter le cours sur les mouvements à force
centrale et les systèmes de deux points matériels.
3. Comparaison des différentes méthodes
Effet Doppler Permet d'obtenir des
renseignements quantitatifs :
masse de l'étoile, de la planète...
Observation de planètes massives,
proches de leur étoile (courte
période orbitale)
durée d'observation : une période
orbitale
influence de l'angle d'observation
Méthode astrométrique résultats indépendants de la
position de l’observateur vis-à-vis
du plan de l’orbite
Nécessite la mesure de
déplacements apparents de l'étoile
très faibles
Observation de planètes massives,
de grande période orbitale
Transit Peut être automatisée (CoRoT,
Kepler)
Observation de planètes de grand
rayon, proches de leur étoile
(courte période orbitale)
L'observateur doit être proche du
plan de l'orbite

Lentilles gravitationnelles Observation de planètes
relativement éloignées de leur
étoile
permet de calculer la masse de la
planète et sa distance
approximative à l’étoile
détection possible de planètes
petites et éloignées de leur étoile
nécessite un alignement parfait
entre deux étoiles, non
reproductible
Coronographie stellaire Méthode d'observation directe Très limitée par la diffraction et les
aberrations optiques
Conclusion :
A ce jour, 861 exoplanètes ont été identifiées de façon certaine mais ce chiffre ne cesse de progresser.
Récemment, on a découvert Kepler 37b, de la taille de la Lune !!!, et qui évolue avec au moins deux autres
planètes autour d'une étoile un peu plus petite et un peu moins chaude que notre Soleil. Ces résultats sont
encourageants mais la recherche doit être poursuivie pour permettre un traitement statistique des résultats.
Vous pouvez consulter le site suivant, très bien documenté :
http://media4.obspm.fr/exoplanetes/