Exoplanètes : comment les détecter et où les trouver ?

La vie extraterrestre passionne depuis des décennies les foules que ce soit au cinéma, avec des films comme E.T. ou encore Independence Day, ou via les programmes spatiaux, de la NASA par exemple. Sans oublier la zone 51 ou l'affaire Roswell. Mais avant de vouloir la prouver, comme le prétend la NASA d'ici quelques années, il faudrait déjà savoir ce qu'il nous faut chercher !

Avant toute chose que devons-nous chercher ?

Il y a bien sûr des méthodes que je qualifierais de semi-actives. C'est bien entendu ce que tout le monde connait sous le nom de SETI (Search for Extra-Terrestrial Intelligence). C’est un programme américain qui a débuté dans les années 60. Il est connu des plus anciens par son programme SETI@home qui permettait aux scientifiques d'utiliser la mise en commun de milliers d'ordinateurs pour effectuer certains calculs de données lorsque votre PC était en veille. Il n’a qu’un but : il tente de détecter tout signal du spectre électromagnétique qu’une intelligence extra-terrestre pourrait émettre. Pour y parvenir le SETI reçoit, mais émet aussi des signaux détectables par une civilisation suffisamment développée technologiquement. Malheureusement aucun signal n’a été détecté mis à part le célèbre Signal WOW détecté par l’astrophysicien Jerry R. Ehman en août 1977 dans l’Ohio. Ce signal de 72 secondes venait d’un système éloigné de près de 200 années lumières datant son origine à la deuxième parti du 18ème siècle. Il a été décidé, à l'époque, de ne pas renvoyer de signal car l’écart entre nos deux systèmes était trop grand.

La seconde, carrément inactive, est le "Voyager Golden Record". Comprenez là que c'est un gros vinyle en or massif. Il est présent sur les deux sondes Voyager, lancées en 1977. Sur ces disques on y retrouve des sons de notre chère planète Terre : des sons d'animaux, des mots prononcés, de la musique de toutes les époques... Au dos, il y a des informations sur l'emplacement de la Terre ainsi que comment décoder le disque (c'est mieux si l'on veut être compris !).

Les exoplanètes c'est quoi ? Lesquelles sont les plus favorables ?

Alors c'est avant tout une planète, mais qui n'appartient pas à notre bon vieux système solaire. Elle orbite autour d'une autre étoile que le Soleil. Ce soleil peut être plus ou moins gros que le notre cela n'influe en rien sur les chances de voir apparaître la vie, mais sur la durée de vie de l'étoile. La première fut découverte en 1995. A l'heure actuelle on connait des centaines d'exoplanètes, détectées en grande partie par le satellite spatial Kepler dédié à cette activité. Il y en a de très prometteuses autour de l'étoile Gliese-581, mais située à plus de 20 années lumières. Mais qu'est-ce qui est favorable à l'apparition de la vie ? En fait, il y a un certain nombre de paramètres à respecter. Le plus important est que l'exoplanète se trouve dans la zone habitable de son étoile. C'est une zone théorique où on estime que l'eau peut-être trouvée comme liquide à la surface de l'exoplanète (dans le cas de la recherche de vie composée d'eau et de carbone tel que sur Terre; pour une vie à base d'azote ou silicium, théoriquement possible, c'est une autre affaire). La deuxième, et non des moindres, est que la planète soit rocheuse (ou dite tellurique). Elle doit être aussi assez grosse, mais pas trop, pour retenir sous sa gravité juste ce qu'il faut de gaz, dont la composition est primordiale, et posséder une magnétosphère suffisamment forte pour absorber les rayons cosmiques nocifs à toute forme de vie.

Comment les détecter?

Il y a trois grandes méthodes utilisées à l'heure actuelle qui marchent. La méthode de l'observation directe n'en fait pas partie car les exoplanètes que l'on détecte ne sont pas visibles à l'œil nu comme pour les satellites galiléens par exemple découverts par cette méthode par l'astronome du même nom. En effet les planètes ne dégageant aucune lumière, contrairement aux étoiles, on ne peut les détecter que pour l'incidence qu'elles ont sur l'image perçue de son étoile.

La première est la méthode appelée du transit. C'est la plus basique et la plus naturelle donc. Elle se base sur le fait que lorsqu’une exoplanète passe entre l’étoile et l’observateur, tel que le satellite spatial Kepler, la lumière reçue par l’observateur chute momentanément. Elle permet la détection de planètes modestes ou semblables à la Terre. Cette méthode peut nous renseigner sur la durée de l’orbite et la taille de la planète car la chute d’intensité lumineuse est proportionnelle à la grosseur de celle-ci. Malgré cela, elle possède des défauts car la méthode de transit ne peut pas détecter les planètes les plus petites et n’est que peu fructueuse.

La seconde est la méthode de vitesse radiale qui a rencontré le plus de succès. Elle s’appuie sur les variations de positions de l’étoile. En effet, d'après la mécanique classique, l’étoile exerce une force de gravitation sur l’exoplanète qui la tient en orbite. Mais celle-ci exerce aussi une attraction gravitationnelle sur son étoile inversement proportionnelle au carré à sa distance planète-étoile et à sa taille. Malheureusement, mesurer ses changements de positions s’avère trop durs à détecter directement. Mais les scientifiques ont résolu le problème en utilisant l’effet Doppler. Ils utilisent donc les spectres de raies des étoiles. Normalement s'il y a la présence d’une exoplanète suffisamment grosse et proche de l’étoile, les raies de l’étoile devraient légèrement varier. Elles se décalent vers le rouge si l'étoile tend à s'éloigner de l'observateur et vers le bleu dans le cas inverse. Par conséquent, son principal défaut est que cette méthode ne détecte que des exoplanètes de taille conséquente et proches de leur étoile.

La troisième est la méthode de la microlentille gravitationnelle. Elle est utilisée quand une planète passe devant son étoile. Les rayons émis par l’astre lumineux sont alors déviés ce qui crée des effets optiques. En effet l'objet massif courbe les rayons lumineux ce qui induit une multiplication de l’image perçue de l’étoile et une augmentation de sa luminosité apparente. Cette méthode permet le calcul de la masse de l’exoplanète et sa distance à l’étoile. Elle est cependant très peu fructueuse.