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Exobiologie : de l'origine de la vie à la vie extraterrestre

Parmi les méthodes les plus pratiquées actuellement, on trouve :

La détection photométrique
Si, pendant sa révolution autour de son étoile, une planète s’interpose entre celle-ci et un observateur, la lumière qu’il reçoit va décroître. La variation de luminosité est cependant faible : 1 % pour une planète semblable à Jupiter, 1/100 000^e pour une planète tellurique. De plus, elle ne dure que quelques heures et ne se reproduit qu’à des intervalles temporels égaux à la période de révolution de la planète (un an pour la Terre).



Les perturbations dynamiques
Les planètes et étoiles tournent autour du centre de gravité de leur système (lois de Kepler). La position de l’étoile dans le ciel varie légèrement au cours du temps : ainsi, la Terre produit un déplacement apparent du Soleil inférieur à une microseconde d’angle en un an. Un suivi temporel assez précis de la position de l’étoile (par astrométrie) permettrait de tracer sa trajectoire et de remonter aux caractéristiques de la planète perturbatrice. La planète induit aussi une variation de la vitesse radiale de l’étoile par rapport à un observateur fixe.
Ainsi, le Soleil subit une variation de vitesse radiale de quelques cm/s en un an sous l'action de la Terre. Des spectrographes capables de mesurer les vitesses radiales avec une précision de 10 m/s ont été développés et utilisés pour rechercher des planètes géantes. Les planètes qui ont été mises en évidence sont de masses égales ou supérieures à celle de Jupiter et situées sur des orbites très proches de leur étoile : moins de 1 à 2 unités astronomiques (UA), alors que Jupiter gravite à 5 UA environ du Soleil.



Les effets de microlentilles
Le passage d’une étoile (ou d'une galaxie comme sur le schéma) près de la ligne de visée d’une étoile lointaine peut entraîner pour l’observateur une légère variation dans la luminosité de l’étoile éloignée (phénomène de lentille gravitationnelle). Si l’étoile déflectrice est de plus accompagnée d’une planète, un second phénomène de lentille, moins intense et plus bref, se produira. En suivant 35 millions d’étoiles (sur 8 ans), on pense être à même de détecter par cette méthode quelques centaines de planètes géantes et quelques dizaines de planètes telluriques.

Ces diverses méthodes de détection indirecte permettront d’évaluer le taux d’occurrence de systèmes planétaires extrasolaires, de déterminer la distribution en masse des planètes, leur distance par rapport à l’étoile centrale, etc., paramètres importants de la formation et de l’évolution des systèmes planétaires.



L'imagerie directe
Le manque de puissance des outils d'observation directe actuels ne permet pas de détecter de planètes extrasolaires. En effet, entre étoile et planète, le contraste de brillance est très élevé et la séparation angulaire faible, même dans le cas de systèmes proches de nous. La coronographie, qui consiste à éclipser artificiellement une étoile pour observer son environnement proche, peut résoudre le problème du contraste. L’interférométrie permet d’augmenter sensiblement la résolution angulaire. En combinant la lumière issue de plusieurs télescopes éloignés observant la même région du ciel, on aboutit à une résolution angulaire égale à celle que l’on obtiendrait avec un gigantesque instrument d’ouverture égale à la distance entre les télescopes.
Des projets basés sur l'utilisation des plages noires (speckles) produites par la turbulence atmosphérique, ou encore sur l'interférométrie sont à l'étude.