Méthodes de détections des exoplanètes 1412438 30953789 2008-06-24T10:23:53Z Thijs!bot 105469 robot Ajoute: [[hu:Az exobolygók keresésének módszerei]] {{ébauche|astronomie}} En [[astronomie]], la recherche des [[exoplanète]]s fait appel à plusieurs '''méthodes de détections des exoplanètes'''. La majorité de ces méthodes sont à l'heure actuelle indirectes, puisque la proximité de ces planètes avec leur soleil est si grande que leur lumière est complètement noyée dans celle de l'étoile. == Les méthodes indirectes == ==== Les vitesses radiales ==== La méthode des [[vitesse radiale|vitesses radiales]] est la méthode qui a permis aux [[astronome]]s [[Suisse|suisses]] [[Michel Mayor]] et [[Didier Queloz]] de détecter la première exoplanète autour de l'[[étoile]] [[51 Peg]]. Cette technique de détection est celle qui a fourni le plus de résultats à l'heure actuelle, et est encore très utilisée, notamment avec les [[spectrographe]]s [[CORALIE]] et [[HARPS]], installés à l'[[observatoire de La Silla]], au [[Chili]]. La détection par vitesse radiale consiste à utiliser l'[[effet Doppler-Fizeau]]. En effet, le mouvement de la planète autour de son soleil va induire un léger mouvement de recul de celui-ci, qui est détectable par cet effet. On mesure alors les variations de vitesses radiales de l'étoile, et si ces variations sont périodiques, il y a de grandes chances pour que cela soit dû à une planète. Cette méthode favorise la détection de planète massive proche de l'étoile (les fameux [[jupiter chaud|jupiters chauds]]), puisque dans ce cas, le mouvement induit sur l'étoile est maximal. Elle nécessite néanmoins une extrême stabilité du spectrographe dans le temps, ainsi qu'une [[résolution spectrale]] assez grande, ce qui limite la détection aux étoiles assez lumineuses. C'est cette méthode qui a pour le moment permis de découvrir la majorité des planètes extrasolaires que nous connaissons. Afin de découvrir des planètes situées à 1 [[Unité astronomique|UA]], et de la taille de la [[Terre]], il faut une très grande précision des instruments. Précision qui n'existe pas pour l'instant. C'est pourquoi nous avons découvert un nouveau type de planète : les « [[Jupiter chaud]]s », dont nous n'imaginions pas l'existence. Ces « Jupiters Chauds » sont des planètes dont la masse s'apparente à celle de [[Jupiter (planète)|Jupiter]] (la planète la plus massive du [[système solaire]]) mais qui se situent très près de leur étoile, ayant ainsi une orbite courte. <!-- La détection par les vitesses radiales permet de mettre en évidence une planète par les mouvements de son étoile. Lorsque le [[Spectre électromagnétique|spectre]] de l'étoile se décale tantôt vers le [[rouge]], tantôt vers le [[bleu]], cela trahit en effet la révolution d'une planète autour de cette étoile. Ces différents décalages du spectre de l'étoile sont la conséquence directe du mouvement de cette étoile par application de l'effet Doppler-Fizeau. Lorsque le spectre de l'étoile se décale vers le bleu, cela indique que l'étoile se rapproche de l'observateur. Par contre, si le spectre se décale vers le rouge, nous pouvons en déduire que l'étoile s'éloigne de l'observateur. Ces différents mouvements de l'étoile ont pour cause la force que la planète exerce sur son étoile. En effet, d'après la troisième [[Lois du mouvement de Newton|loi de Newton]], si un système A exerce une force sur un système B, alors, au même moment, le système B exerce une force sur le système A. Ces deux forces sont de même direction, de même valeur mais de sens opposés. Cette loi nous indique donc que la planète exerce également une force sur l'étoile. FP/E est la force exercée par la planète sur l'étoile ; FP/E = = FE/P FE/P est la force exercée par l'étoile sur la planète ; mE et mP les masses de l'étoile et de la planète ; d est la distance entre l'étoile et la planète ; G est la constante de gravitation universelle. Selon cette équation, la masse ainsi que la distance ont une grande incidence sur le mouvement de l'étoile, et donc sur la performance de la méthode de détection par vitesses radiales. Ainsi, une planète de trois masses joviennes* située à 0.5 UA de son étoile exerce une force beaucoup plus importante que la Terre sur le Soleil. (En supposant que le Soleil et cette étoile ont la même masse.) B. Le barycentre Du fait de la présence d'une exoplanète autour de l'étoile, il y a modification du barycentre du système {planète-étoile}. Ce barycentre se situe plus ou moins loin de l'étoile. La planète ne tourne donc pas autour de son étoile, mais autour du centre de gravité du système. De même que l'étoile n'est pas immobile, mais en mouvement autour de ce même centre de gravité. Nous remarquons que le barycentre du système {Terre-Soleil} se situe seulement à 449,3 Km du centre du Soleil, soit à l'intérieur du Soleil. Ceci nous montre qu'une planète de masse terrestre est beaucoup plus difficile à détecter qu'une planète de la masse de Jupiter. Le mouvement du Soleil autour du barycentre du système {Terre-Soleil} est plus faible que le mouvement du Soleil autour du barycentre du système {Jupiter-Soleil}. Le mouvement de l'étoile est d'autant plus faible que la planète est peu massique. Mais ce mouvement, bien qu'extrêmement faible lorsque l'on s'intéresse au système {Terre-Soleil}, reste détectable si l'on imagine des instruments d'une grande précision. Il serait donc tout à fait possible de découvrir dans quelques années des planètes de type terrestre grâce aux vitesses radiales. Ce qui nous laisse penser que des extraterrestres seraient capables de détecter notre planète par cette méthode. C .Obtenir les caractéristiques de la planète grâce au spectre de l'étoile Courbe de 51 Pegasus : première exoplanète détectée. Courbe des variations de la vitesse radiale d'une étoile en fonction du temps Calcul de la vitesse radiale : En analysant le décalage des longueurs d'onde des raies spectrales d'une étoile, nous pouvons mesurer d'une manière précise la vitesse radiale de l'étoile. La précision dépend du nombre de raies spectrales observées. La vitesse radiale d'une étoile correspond à la vitesse réelle de celle-ci, projetée sur la ligne de visée, par rapport à l'observateur. Il faut ainsi ne pas prendre en compte les mouvements de la planète sur laquelle se situe l'observateur, ceci afin de ne garder que la vitesse de l'étoile. Nous pouvons calculer cette vitesse radiale à partir du spectre de l'étoile par la formule de l'effet Doppler : λobservé : longueur d'onde observée du spectre de l'étoile. λlabo : longueur d'onde calculée du spectre de l'étoile. c : célérité de la lumière*. Vradiale : vitesse radiale de l'étoile. On mesure donc le décalage des raies spectrales par rapport à leur position nominale, mesurées en laboratoire. Les données fournies par le spectre de l'étoile nous permettent donc de calculer la vitesse radiale de l'étoile. En observant les variations de vitesses sur une période assez longue, on peut en déduire la période de la planète autour de l'étoile, la distance planète-étoile, la masse de la planète et enfin l'excentricité de son orbite. Période de révolution et distance de la planète observée à l'étoile : Comme nous pouvons le voir sur la courbe de 51 Peg, la vitesse de l'étoile varie périodiquement lorsqu'une exoplanète orbite autour de celle-ci. La période de variation de la vitesse de l'étoile est la même que la période de révolution de la planète autour de son étoile. Cette période de révolution permet de déduire la distance à laquelle se trouve la planète de son étoile. En effet, plus la période de révolution de la planète est courte, moins la planète est distante de son étoile. De plus, pour pouvoir connaître précisément la distance de la planète à son étoile, il suffit d'appliquer la loi des périodes de Kepler (la 3ème loi de Kepler). Me : masse de l'étoile. PE : distance entre l'étoile et la planète. T : période de la planète G : constante de gravitation universelle Grâce à la courbe nous connaissons T. Il ne nous reste donc plus qu'à remplacer les lettres de la formule par les valeurs pour obtenir la distance Planète-Étoile. Masse de la planète observée : La vitesse radiale moyenne (Vm) de l'étoile est calculable facilement à partir de la courbe. Avec Vm = On admet que, = D'après le calcul du barycentre, on a la formule suivante : Car la masse de la planète est négligeable par rapport à la masse de l'étoile. Me : masse de l'étoile. Mp : masse de la planète BE : distance entre le barycentre et le centre de l'étoile. EP : distance entre l'étoile et la planète. T : période de l'étoile. Mais avec la méthode des vitesses radiales on ne mesure qu'une vitesse projetée, et l'angle de projection est a priori inconnu, on ne détermine qu'une limite inférieure à la masse de la planète (on détermine Mp sin i, i étant l'angle entre l'axe de rotation et la ligne de visée). Pour un système de type {Soleil-Jupiter}, l'amplitude de variation de la vitesse serait de 25 m/s. Pour un système {Soleil-Terre}, elle ne serait de que de 20 cm/s... Étant donné, la précision des spectrographes actuels, cette méthode n'est applicable qu'à la détection de planètes massives. Excentricité de l'orbite : Enfin, la forme des variations de vitesse permet d'estimer l'excentricité* de l'orbite de la planète. Lorsque l'orbite de la planète est circulaire, la courbe a une forme sinusoïdale. Plus l'excentricité de l'orbite est grande, plus la sinusoïde est déformée.--> === Les transits === Lorsque l'[[inclinaison]] de l'[[orbite]] de la planète par rapport à l'observateur est proche de 90 degrés, le système est vu presque parfaitement par la tranche. Ainsi, la planète va passer devant son soleil et va faire baisser très légèrement sa luminosité. On parle alors de [[Transit astronomique|transit planétaire]]. La méthode des transits consiste dans un premier temps à faire des observations répétées du maximum d'étoiles dans le ciel, pendant des années. Avec une efficacité qui dépend principalement du nombre d'observations, de leur précision et du nombre (inconnu) de planètes avec la bonne inclinaison et distance par rapport à leur soleil, il est possible de détecter des transits planétaires. Après une détection d'un tel transit, l'étoile est ensuite observée individuellement de nombreuses fois pour confirmer le transit. En effet, si celui-ci est bien réel, il doit se répéter. Si c'est le cas, l'étude de ce transit fournit de nombreuses informations difficilement accessibles autrement: la masse de la planète, son rayon (et donc sa densité) etc. === L'astrométrie === La méthode [[astrométrie|astrométrique]] consiste à mesurer avec la plus grande précision la position absolue d'une étoile dans le ciel. De la même manière que l'[[effet Doppler-Fizeau]] peut être utilisé quand on observe un système par la tranche, l'astrométrie peut être utilisée pour observer le mouvement de l'étoile lorsque le système est vu par "le dessus". Si l'étoile décrit une [[ellipse (mathématiques)|ellipse]] régulière dans le ciel, c'est certainement du au mouvement induit par une exoplanète. === Les microlentilles gravitationnelles === [[Image:Gravitational micro rev.jpg|thumb|right|255px|Effet de la déformation gravitationnelle.]] L'effet de microlentille gravitationnelle se produit lorsque le [[champ gravitationnel]] d'une [[étoile]] déforme l'[[espace-temps]], ce qui dévie la [[lumière]] issue d'une étoile distante située derrière, à la manière d'une [[Lentille optique|lentille]]. Cet effet n'est visible que si les deux étoiles sont pratiquement alignées. De tels évènements sont donc rares, d'une durée de quelques jours à quelques semaines, à cause du mouvement relatif entre les étoiles et la Terre. On a, au cours de ces 10 dernières années, observé plus d'un millier de cas. Si l'étoile qui agit comme une lentille possède une planète, le champ de cette dernière peut avoir un effet qui, bien que faible, soit détectable. Puisque cela nécessite un alignement relativement exceptionnel, on doit suivre en permanence les étoiles lointaines afin d'avoir un nombre d'observation suffisant. Cette méthode, qui détecte ces « microlentilles gravitationnelles », fonctionne bien mieux pour les planètes proches de la Terre et du centre de la [[Voie lactée|Galaxie]], où de nombreuses étoiles forment l'arrière plan. En [[1991]], l'astronome polonais [[Bohdan Paczyński]] de l'université de Princeton proposa cette méthode. Les premières découvertes arrivèrent en [[2002]], quand un groupe d'astronomes polonais (Andrzej Udalski, Marcin Kubiak et Michał Szymański de [[Varsovie]], et Bohdan Paczyński) au cours du projet OGLE (''Optical Gravitational Lensing Experiment''), ont réussi à la mettre en œuvre. Durant un mois, ils ont trouvé plusieurs planètes candidates, mais la qualité des observations faisant défaut, elles ne furent pas confirmées. Depuis, on a détecté 4 planètes extrasolaires avec cette méthode. En [[2006]] c'est encore la seule méthode permettant de détecter des planètes similaires à la Terre.<ref name="Beaulieulensplanet">{{cite journal | author=J.-P. Beaulieu; D.P. Bennett; P. Fouque; A. Williams; M. Dominik; U.G. Jorgensen; D. Kubas; A. Cassan; C. Coutures; J. Greenhill; K. Hill; J. Menzies; P.D. Sackett; M. Albrow; S. Brillant; J.A.R. Caldwell; J.J. Calitz; K.H. Cook; E. Corrales; M. Desort; S. Dieters; D. Dominis; J. Donatowicz; M. Hoffman; S. Kane; J.-B. Marquette; R. Martin; P. Meintjes; K. Pollard; K. Sahu; C. Vinter; J. Wambsganss; K. Woller; K. Horne; I. Steele; D. Bramich; M. Burgdorf; C. Snodgrass; M. Bode; A. Udalski; M. Szymanski; M. Kubiak; T. Wieckowski; G. Pietrzynski; I. Soszynski; O. Szewczyk; L. Wyrzykowski; B. Paczynski | title=Discovery of a Cool Planet of 5.5 Earth Masses Through Gravitational Microlensing | journal=Nature | year=2006 | volume=439 | issue= | pages=437 – 440 | url=http://www.nature.com/nature/journal/v439/n7075/full/nature04441.html}}</ref> En février 2008 cette méthode avait permis de détecter six [[exoplanètes]]: OGLE-2005-BLG-071L <ref>Udalski et al. 2005. Astrophysical Journal. [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0505451] </ref>, [[OGLE-2005-BLG-390Lb]] <ref>OGLE website [http://bulge.princeton.edu/~ogle/ogle3/blg390.html]</ref> première planète légère sur orbite large <ref name="Beaulieulensplanet"> {{cite journal | author=J.-P. Beaulieu; D.P. Bennett; P. Fouque; A. Williams; M. Dominik; U.G. Jorgensen; D. Kubas; A. Cassan; C. Coutures; J. Greenhill; K. Hill; J. Menzies; P.D. Sackett; M. Albrow; S. Brillant; J.A.R. Caldwell; J.J. Calitz; K.H. Cook; E. Corrales; M. Desort; S. Dieters; D. Dominis; J. Donatowicz; M. Hoffman; S. Kane; J.-B. Marquette; R. Martin; P. Meintjes; K. Pollard; K. Sahu; C. Vinter; J. Wambsganss; K. Woller; K. Horne; I. Steele; D. Bramich; M. Burgdorf; C. Snodgrass; M. Bode; A. Udalski; M. Szymanski; M. Kubiak; T. Wieckowski; G. Pietrzynski; I. Soszynski; O. Szewczyk; L. Wyrzykowski; B. Paczynski | title=Discovery of a Cool Planet of 5.5 Earth Masses Through Gravitational Microlensing | journal=Nature | year=2006 | volume=439 | issue= | pages=437 – 440 | url=http://www.nature.com/nature/journal/v439/n7075/full/nature04441.html}}</ref>, OGLE-2005-BLG-169L <ref>Gould et al. 2006. Astrophysical Journal. [http://arxiv.org/abs/astro-ph/0603276]</ref>, et deux exoplanètes autour de l'étoile OGLE-2006-BLG-109 <ref> Gaudi et al. 2008. Science.[http://arxiv.org/abs/0802.1920] </ref>. Un inconvénient est qu'il est impossible de reproduire une observation : les alignements sont uniques. D'ailleurs, les planètes découvertes peuvent se situer à plusieurs kiloparsecs, rendant impossible leur observation par d'autres méthodes. Les observations sont généralement effectuées avec des réseaux de télescopes robotisés. En plus du projet OGLE, le groupe MOA (''Microlensing Observations in Astrophysics'') tente d'améliorer cette approche. Le projet PLANET/RoboNet (''Probing Lensing Anomalies NETwork'') est encore plus ambitieux. Il propose une surveillance permanente et à tout endroit du globe, capable de saisir n'importe quel alignement et de détecter des planètes de la masse de la Terre. == Les méthodes directes (en cours de développement) == La détection directe d'exoplanètes est l'un des enjeux les plus importants de l'instrumentation astronomique moderne. Elle repose sur une imagerie à haute résolution et haut contraste (une planète telle que la Terre est au moins un milliard de fois moins lumineuse que son étoile), utilisant des techniques d'optique adaptative dite "extrême", de coronographie stellaire, et de traitement d'images astucieuses, en cours de développement, ou qui verront leur première lumière fin 2007. De très nombreux projets à venir dans les plus grands télescopes terrestres ou spatiaux y sont consacrés, et les futurs ''Extremely Large Telescopes'' de plus de 30 mètres de diamètre y ont trouvé une raison d'être. Elle permettra en théorie la détection d'une foule de planètes de toutes tailles autour des étoiles proches, nous informant sur la formation des systèmes solaires, répondant à la question lancinante "Le nôtre est-il une exception ?", et, associée à de la spectroscopie, pourra pour la première fois les caractériser chimiquement et thermiquement, révélant si la vie y est possible, voire si elle y existe. Les efforts qui ont foisonné dans ce domaine ces dernière années nous permettent d'espérer l'imagerie de planètes de quelques fois la taille de Jupiter à l'horizon 2010, de "jupiters" et quelques "super-terres" (5+ masses terrestres) en 2015, avec l'arrivée du nouveau [[télescope spatial James Webb]]. Des planètes telle que la Terre pourront en principe être détectées autour de toutes les plus proches étoiles (< 100 années-lumière) vers 2030, grâce aux nouveaux télescopes géants, et aux plus récentes techniques d'imagerie. Voici un bref descriptif des principales techniques d'imagerie à haut contraste (qui devront être employées à la chaîne dans un instrument si l'on veut imager des planètes de la taille de Jupiter ou moins) et des projets envisagés. === Techniques d'imagerie haut contraste === ==== Optique adaptative "extrême" ==== L'[[optique adaptative]] consiste à utiliser un senseur de front d'onde et une optique déformable (en général un miroir déformé par des actuateurs) afin de corriger en temps réel la turbulence atmosphérique, qui limite la résolution de tous les télescopes terrestres de plus de quelques dizaines de centimètres de diamètre. Elle est implémentée sur tous les grands télescopes tels que le [[VLT]], le Keck etc, et arrive actuellement à atteindre la moitié de la limite de résolution physique imposée par la diffraction, dans l'infrarouge (bande H). Or imager une planète, très peu lumineuse et très proche de son étoile, implique que l'on puisse les résoudre au maximum, et surtout qu'aucune lumière de l'étoile ne fuie au delà de la limite de diffraction. Les miroirs déformables utilisés aujourd'hui ne permettent pas une telle performance : ils ne se déforment ni assez rapidement (boucle de correction, tournant à quelques centaines de Hertz, trop lente), ni assez finement (pas assez d'actuateurs). On en vient aujourd'hui à mettre en place des systèmes beaucoup plus performants, comprenant jusqu'à trois miroirs déformables à 1064 actuateurs, et des senseurs de front d'onde bien plus rapides et précis que les analyseurs de Shack-Hartman le plus souvent utilisés. Les derniers systèmes d'optique adaptative sortis des laboratoires des grands observatoires font état d'une qualité optique atteignant 80% de la limite imposée par la diffraction dans les mêmes conditions. Bien entendu, une autre solution existe pour ne pas être soumis à la turbulence atmosphérique : envoyer un télescope dans l'espace. Une optique active (miroir déformable à mouvement lent) est toujours nécessaire pour corriger les légers défauts des optiques du télescope, mais on atteint sans aucun problème la limite de diffraction. Voilà pourquoi on attend beaucoup du nouveau télescope spatial James Webb de la NASA, successeur de Hubble (6 fois plus gros), qui embarquera plusieurs instruments à haut contraste comprenant des coronographes stellaires. ==== Coronographes stellaires ==== Pour détecter une planète un milliard de fois moins lumineuse que son étoile, même si la caméra utilisée est extrêmement sensible, il faut absolument éclipser l'étoile si on veut avoir une chance de distinguer la planète du bruit ambiant (bruit de photons, bruit de détection, résidu de l'optique adaptative). Il faut donc cacher ou "éteindre" la lumière fuyant autour de l'étoile, et seulement celle de l'étoile, le plus près possible de celle-ci. Reproduire une éclipse, donc, en utilisant le même type d'instrument que celui développé par Bernard Lyot au milieu du 20e siècle pour observer la couronne solaire. Malheureusement, il s'agit ici d'un véritable challenge, puisque la diffraction empêche le masquage d'une source avec un aussi petit cache (qui ne cache que l'étoile et pas la planète) : la lumière "fuit", même avec un système optique parfait. De nombreux coronographes, utilisant des caches mais un peu modifiés (dérivés du principe de Lyot), essayant d'éliminer la diffraction en adoucissant les bords du faisceau lumineux avant le cache, ou jouant sur des interférences de la lumière de l'étoile sur elle-même, ont été développés ces dernières années afin de contourner ce problème. Une autre technique (dans l'espace) consistant à placer un vaisseau occulteur à grande distance du télescope a aussi été envisagée. Voici la plupart des principes développés jusqu'à aujourd'hui, ainsi que leurs performances et faiblesses : '''Coronographes de Lyot modifiés''' * Cor. Lyot apodisé : amélioration facile du Lyot, mais contraste moyen. * '''Coronographes à apodisation''' * Cor. à pupille reformée : meilleur contraste démontré actuellement (qqs milliards), mais transmission moyenne. (JPL, USA) * PIAA (apodisation par miroirs) : très bon contraste potentiellement, visibilité très près de l'étoile, mais sensibilité aux aberrations, et faible bande passante (en longueurs d'onde). (Subaru/JPL, USA) '''Coronographes interférentiels''' * Cor. à annulation ou "nulling" : assez bon contraste, mais peu de visibilité près de l'étoile. (nombreux systèmes développés à travers le monde) * 4QPM (Masque de phase à 4 cadrans) : très bon contraste potentiel, mais faible bande passante, et grande sensibilité à la largeur et au centrage de l'étoile. Possibilité d'amélioration en utilisant plusieurs 4QPM à la chaîne. (Obs. Meudon, France) * OVC (Cor. à vortex optique) : équivalent au précédent en qualité, moins de sensibilité à la taille de l'étoile. '''Occulteur extérieur''' *Occultation quasi-parfaite mais grandes difficultés de réalisation Par ailleurs, on associe parfois une optique active au coronographe, afin de corriger les petits défauts inhérents à ses optiques. ==== Imagerie spéciale ou traitement d'image ==== Les coronographes laissent pour la plupart toujours passer les rayons lumineux aberrants (défauts des optiques, erreurs de correction de la turbulence), et la lumière résiduelle de l'étoile, visible sous forme de grains de speckle (tavelures en français), est encore souvent 1000 fois plus lumineuse que la planète à observer. Les speckles provenant des aberrations de l'atmosphère ou du télescope lui-même, peuvent être moyennés ou corrigés par l'optique adaptative, mais il reste souvent des speckles statiques dus aux aberrations des optiques du coronographe. C'est la suppression de ces derniers speckles statiques que visent les techniques qui suivent, en particulier. '''Imagerie différentielle simultanée''' * En polarisation : on image l'étoile et ses environs pour deux directions de polarisation de la lumière. La lumière de l'étoile n'est pas polarisée, mais celle d'une planète / d'un disque de poussière peut l'être. En faisant la différence des deux images, on ne voit plus que les objets renvoyant une lumière polarisée. * En longueurs d'onde : une planète peut avoir des bandes d'absorption, alors que le spectre de l'étoile est, en comparaison, très continu. En imageant à deux longueurs d'onde différentes, on peut, de même, révéler une planète. '''Imagerie différentielle en rotation''' * Les speckles proviennent du système optique, et sont fixes par rapport à la caméra. Mais on peut faire tourner le télescope sur son axe, en gardant l'étoile au centre. Les planètes autour d'une étoile tournent, dans ce cas, alors que les speckles ne tournent pas. Des différences d'images permettent ici aussi de les révéler. '''Self-coherent camera''' (Obs. Meudon, France) *Dans un interféromètre, on filtre (spatialement) la lumière de l'étoile dans l'un des bras, et on laisse tout passer dans l'autre. En recombinant les faisceaux des deux bras avec un petit angle, on fait alors interférer la lumière de l'étoile avec elle-même, et tous les grains de speckles dus à l'étoile deviennent frangés. L'image de la planète est intacte. En traitant l'image dans le domaine de Fourier (fréquences spatiales), on arrive à extraire l'information de la planète dans l'image. Cette technique, qui permet par ailleurs de garder une largeur spectrale correcte, est la meilleure développée à ce jour, mais elle est toujours en cours de développement. === Projets et missions de détection directe d'exoplanètes === ==== Projets terrestres ==== '''Projets opérationnels actuellement ou à court terme''' *HiCIAO, instrument au télescope Subaru, 2008 '''Projets à moyen terme''' *Gemini Planet Imager, instrument aux deux télescopes Gemini, 2010 *SPHERE, instrument sur l'un des télescopes VLT, 2010 '''Projets à long terme''' *GMT Planet Imager, meilleures techniques d'OA, de coronographie et de traitement d'images, au futur télescope GMT de 30 mètres. ==== Missions spatiales ==== '''Missions à court et moyen terme''' *James Webb Space Telescope, 2015 '''Mission à long terme''' *Terrestrial Planet Finder Interferometer == Lien externe == * {{fr}} [http://vela.astro.ulg.ac.be/themes/dataproc/deconv/exoplanete/exoplanete_f.html ''Méthodes de détection des exoplanètes''] {{Portail astronomie}} [[Catégorie:Exoplanète]] [[en:Methods of detecting extrasolar planets]] [[hu:Az exobolygók keresésének módszerei]] [[it:Metodi di individuazione di pianeti extrasolari]] [[pl:Metody poszukiwania pozasłonecznych układów planetarnych]]