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planète

(bas latin planeta, du grec planêtês, errant)

les planètes du Système solaire
les planètes du Système solaire

Corps céleste en orbite autour d'une étoile, spécialement du Soleil, de masse suffisante pour avoir une forme quasi sphérique et pour avoir éliminé tout corps susceptible de se déplacer autour de l'étoile sur une orbite proche.

À la différence d'une étoile, une planète n'émet pas de rayonnement propre et ne brille que parce qu'elle réfléchit la lumière reçue de l'étoile autour de laquelle elle gravite (le Soleil, dans le Système solaire). Il existe des planètes dans notre Système solaire, mais aussi dans d’autres systèmes planétaires de la Voie lactée ou d’autres galaxies. Les planètes situées à l’extérieur du Système solaire sont appelées planètes extrasolaires ou exoplanètes.

1. La définition officielle de l’UAI (2006)

Selon la définition adoptée en 2006, à Prague, par l'Union astronomique internationale (UAI), on distingue à présent autour du Soleil huit planètes, qui sont, de la plus proche de l'étoile à la plus éloignée : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Cinq d'entre elles sont visibles à l'œil nu dans le ciel et ont été observées dès l'Antiquité : Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne. À ces planètes s'ajoutent des planètes naines (parmi lesquelles se range désormais Pluton) et une multitude de petits corps de forme irrégulière (astéroïdes, comètes, etc.).

Après que Nicolas Copernic, au xvie s., se fut fait le défenseur de l'héliocentrisme, les lois du mouvement des planètes autour du Soleil ont été découvertes expérimentalement au xviie s. par Johannes Kepler avant d'apparaître comme une conséquence directe du principe de l'attraction universelle énoncé par Isaac Newton en 1687.

2. Les planètes du Système solaire

2.1. Formation des planètes

Les planètes du Système solaire seraient nées en même temps à partir d'un nuage de matière interstellaire (→ nébuleuse) : le centre de ce nuage, en se contractant, aurait engendré le Soleil, tandis que vers l'extérieur, plus froid, les éléments non volatils se seraient condensés et agglomérés pour donner les planètes (→ accrétion).

2.2. Répartition des planètes du Système solaire

Les huit planètes du Système solaire se répartissent en deux groupes : les planètes internes, ou telluriques, et les planètes externes, ou planètes géantes – Pluton, jadis considéré comme la neuvième planète du Système solaire, mais qui n’appartient à aucun de ces deux groupes, a perdu ce titre en 2006, quand l’Union astronomique internationale l’a placé dans le groupe des planètes naines.

La distinction entre planètes internes et planètes externes est fondée d’une part sur leur distance au Soleil, d’autre part sur leurs propriétés physiques. Les planètes internes ont comme point commun d'être rocheuses, et leurs principaux éléments ont un point de fusion très élevé. Les planètes externes, qui se caractérisent par une densité très faible, sont essentiellement composées de gaz (hydrogène et hélium) ; elles sont beaucoup plus massives que les planètes telluriques, raison pour laquelle elles sont également appelées planètes géantes.

2.2.1. Les planètes telluriques (ou internes)

Les dimensions, la densité et les autres propriétés des planètes internes sont comparables à celles de la Terre ; c'est pourquoi on les regroupe sous l'appellation de « planètes telluriques ». Il s'agit, en partant du Soleil, de Mercure, de Vénus, de la Terre et de Mars.

Mercure

Mercure est la planète la plus proche du Soleil, à 58 millions de kilomètres en moyenne, mais son orbite très excentrique (0,206) l'amène à se rapprocher jusqu'à 46 millions de kilomètres ou à s'éloigner jusqu'à 70 millions de kilomètres du Soleil. Sa masse est près de 20 fois plus faible que celle de la Terre. Quelques traces d'hélium ont été détectées autour de Mercure, mais il est difficile de parler d'atmosphère, car la pression ne dépasse pas le milliardième de millibar. Sa surface est fortement cratérisée (→ cratère), comme celle de la Lune, et pour des raisons identiques – le manque d'atmosphère a facilité la formation de cratères météoritiques et la quasi-absence d'érosion leur a permis de perdurer ; elle présente cependant une particularité qu'on ne retrouve pas sur les autres planètes : des falaises, qui peuvent atteindre plusieurs kilomètres de hauteur et plusieurs centaines de kilomètres de longueur. Celles-ci sont interprétées comme le résultat d'une compression de la planète. En effet, Mercure ayant une forte densité (5,44), son noyau doit être constitué aux deux tiers de fer ; lorsque ce fer s'est refroidi, il en est résulté une diminution de son volume, ce qui s'est répercuté jusqu'à la surface de la planète et a donné les plissements qui constituent les falaises.

Mercure tourne sur elle-même en un peu moins de 59 jours (exactement 58,646 jours) et autour du Soleil en presque 88 jours (87,97 jours), c'est-à-dire que Mercure fait trois tours sur elle-même pendant qu'elle en fait deux autour du Soleil. Cette curieuse résonance entre la rotation et la révolution fait qu'elle présente des faces diamétralement opposées vers le Soleil lorsqu'elle passe par exemple au périhélie (plus grande approche du Soleil). Mercure possède un champ magnétique dont la valeur au niveau du sol est environ le centième de celui de la Terre (→ géomagnétisme). Cependant, cette valeur est importante, pour un corps aussi petit, et une partie du noyau de la planète doit donc être fluide pour entretenir ce champ par effet « dynamo ».

Vénus

Vénus est la deuxième planète, par ordre d'éloignement du Soleil, à une distance de 108 millions de kilomètres. Elle tourne lentement sur elle-même, en 243 jours, dans le sens rétrograde (inverse des autres planètes). Vénus a presque le même diamètre (12 100 km) que la Terre (12 800 km), aussi, pendant longtemps, cette similitude en faisait des planètes sœurs, mais l'étude récente de Vénus, grâce aux sondes spatiales, a montré que la ressemblance avec la Terre s'arrêtait à cette apparence.

Ainsi, Vénus est toujours recouverte d'une épaisse couche de nuages, qui nous en dissimule la surface ; ceux-ci ont une épaisseur d'une trentaine de kilomètres et se situent entre 40 et 70 km d'altitude. Ils sont composés essentiellement de gouttelettes d'acide sulfurique. Sous ces nuages, on trouve une épaisse atmosphère composée de dioxyde de carbone, ou gaz carbonique (95 %), d'azote (3,5 %) et de traces d'argon, de vapeur d'eau, etc. Cette atmosphère produit une pression au sol qui est environ 100 fois supérieure à celle de la Terre et une température proche des 500 °C, beaucoup trop élevée pour permettre le développement d'une forme quelconque de vie.

Le sol de Vénus a été cartographié, entre 1990 et 1993, avec une précision de l'ordre de la centaine de mètres, grâce à la sonde spatiale américaine Magellan.

L'analyse des images envoyées par la sonde a montré que la surface de Vénus témoignait d'une importante activité géologique : on y distingue des montagnes, de nombreux volcans, ainsi que des cratères d'origine météoritique qui présentent un aspect particulier dû à l'importance de l'atmosphère. L'activité volcanique semble omniprésente, bien que jusqu'à présent on n'ait repéré aucun volcan en activité. Le sol est jeune (moins de 500 millions d'années). Bien que le mont Maxwell atteigne 12 000 m de hauteur, la surface de Vénus est plus ramassée que celle de la Terre : 60 % du sol s'écartent de moins de 500 m du rayon moyen et 5 % seulement s'en écartent de plus de 2 km.

La Terre

La Terre est la plus grande des planètes telluriques. Ses principaux constituants sont : un noyau à forte teneur en fer, de 2 900 km de rayon ; un manteau composé surtout de silicates ferro-magnésiens, qui s'étend jusqu'à une centaine de kilomètres de la surface ; une lithosphère, qui supporte les fonds océaniques et les continents. L'eau des océans et l'atmosphère ne forment qu'une mince couche de quelques kilomètres de matières volatiles autour de la croûte de notre planète.

L'atmosphère (77 % d'azote, 21 % d'oxygène, 1 % d'eau, un peu moins de 1 % d'argon et des traces d'autres corps où le gaz carbonique domine) est fondamentalement différente de celles de Vénus et de Mars, où le gaz carbonique est majoritaire à 95 %. Cette différence est due à l'existence de la vie sur la Terre.

Le système Terre-Lune est souvent qualifié de « planète double » car leurs dimensions respectives sont plus voisines que celles des autres satellites par rapport à leur planète ; la masse de la Lune est pourtant 81 fois inférieure à celle de la Terre. La première fait cependant partie des six plus grands satellites du Système solaire – qui ont des masses à peu près comparables –, et c'est la seule de cette dimension dans le Système solaire interne, avec une masse qui représente le quart de celle de Mercure. Elle présente toujours la même face à la Terre, c'est-à-dire qu'elle tourne sur elle-même exactement à la même vitesse qu'autour de la Terre. Il s'agit d'un couplage assez banal, qu'on retrouve pour la quasi-totalité des satellites, chacun présentant toujours la même face à sa planète.

Les échantillons prélevés sur plusieurs sites et rapportés lors des missions Apollo, ainsi que l'installation de stations de mesure de l'activité sismique et d'autres propriétés physiques ont fourni de nombreuses données. Si la Lune possède un noyau central, il est petit par rapport à celui de la Terre et sa masse est réduite. En fait, le manteau et la croûte constituent l'essentiel de la Lune. Celle-ci n'ayant pas d'atmosphère, sa surface est abondamment cratérisée, recouverte de très fines poussières et parsemée de petits éclats rocheux (le régolite). Les cratères d'origine météoritique sont très anciens : l'érosion étant pratiquement inexistante, ils sont demeurés inchangés depuis des milliards d'années.

Selon les dernières théories, la Lune serait née de la collision d'un corps protoplanétaire avec la Terre. Le noyau de la protoplanète s'est fondu avec celui de la Terre, tandis que son manteau et une partie du manteau terrestre formaient la Lune.

Mars

Mars est la planète tellurique la plus éloignée du Soleil. Elle en fait le tour en 687 jours, selon une orbite assez excentrique qui l'amène à s'en rapprocher jusqu'à 209 millions de kilomètres et à s'en éloigner de 249 millions de kilomètres. Sa masse est d'environ le dixième de celle de la Terre. Elle possède une atmosphère ténue, constituée principalement de dioxyde de carbone ; la pression atmosphérique au sol est environ 100 fois inférieure à celle de la Terre.

La surface de Mars laisse apparaître deux hémisphères bien différenciés : l'hémisphère Nord, qui présente des terrains anciens fortement cratérisés, et le Sud, plus jeune, et beaucoup moins accidenté. Dans le détail, on y observe des cratères météoritiques, quelques vastes canyons (Valles Marineris, 3 000 km de long, 600 km de large et 8 km de profondeur) et des volcans géants comme Olympus Mons, qui s'élève jusqu'à 25 km de hauteur et s'étend à sa base sur plus de 600 km de diamètre. La surface de Mars témoigne également d'une ancienne circulation liquide ; or si l'eau existe dans les calottes polaires, sous forme de glace, ou dans le sol lui-même, ainsi que sous forme de vapeur dans l'atmosphère, elle ne peut exister sous forme liquide, du fait des conditions de température et de pression martiennes.

Ainsi, les conditions sur Mars ont dû varier au cours du temps. Les observateurs, se fondant sur l'existence de variations saisonnières, ont longtemps cru que Mars abritait des formes de vie. Les atterrissages des sondes Viking (fin des années 1970), Mars Pathfinder (1997), Mars Science Laboratory et le rover Curiosity (2011) n'ont, jusqu'à présent, pas permis de trouver de traces de vie martienne ; le sol de la planète recèle actuellement des agents oxydants tout à fait incompatibles avec une quelconque vie organique. Cependant les expériences menées par Mars Science Laboratory visent à établir si, dans le passé, des conditions compatibles avec une activité organique ont pu exister.

2.2.2. Les planètes géantes (ou externes, ou joviennes)

Comme les planètes externes n'ont pas de surface solide détectable qui pourrait servir de surface de référence, on choisit en général la pression atmosphérique terrestre (1 bar) pour déterminer un niveau de référence (0 km). Ainsi, les nuages supérieurs de Jupiter sont situés à 20 km environ au-dessus de la surface de référence (0,5 bar) et le niveau de pression 5 bars correspond à – 50 km (50 km au-dessous du niveau de référence).

Jupiter

Jupiter est la planète la plus massive de tout le Système solaire (1/1 000 de la masse du Soleil, et plus de 300 fois celle de la Terre). Elle est composée de 4/5 d'hydrogène, de 1/5 d'hélium et de traces d'éléments légers.

Ce que nous voyons de Jupiter est la partie supérieure d'une couche de nuages d'une centaine de kilomètres d'épaisseur. Comme Jupiter tourne rapidement sur son axe, en un peu moins d'une dizaine d'heures, elle est sensiblement aplatie au voisinage de son plan équatorial : la couche nuageuse est étirée et présente une structure en bandes parallèles à l'équateur. On y aperçoit de nombreux détails, dont la Grande Tache rouge, qui s'étend sur 30 000 km ; il s'agit du sommet d'un gigantesque anticyclone, découvert en 1664 par Robert Hooke.

Sous les nuages se trouve, sur un millier de kilomètres, l'atmosphère de Jupiter proprement dite ; elle est constituée d'hydrogène et d'hélium; à mesure qu'ils s'approchent du cœur de la planète, ces deux corps passent à l'état liquide. À 55 000 km, les conditions de température et de pression conduisent l'hydrogène à prendre sa forme « métallique », et ce jusqu'à environ 15 000 km du centre, où apparaît le noyau solide de Jupiter, noyau constitué de silicates et de métaux, ainsi que, peut-être, de glace ; il pourrait représenter une vingtaine de masses terrestres.

Les mesures infrarouges prises depuis des avions observatoires ou par des sondes spatiales ont montré que Jupiter rayonne dans l'espace presque deux fois plus d'énergie qu'elle n'en absorbe du Soleil. L'excédent de chaleur provient de l'intérieur de la planète. Les sondes spatiales ont aussi révélé la présence d'anneaux autour de Jupiter. L'anneau principal se trouve à 129 000 km du centre de la planète et s'étend sur 6 000 km de largeur. Jupiter possède un champ magnétique important révélé par de vastes aurores polaires. Plus de 60 satellites naturels ont été répertoriés autour de cette planète géante.

Saturne

Saturne est une planète géante gazeuse et dotée d'anneaux spectaculaires. Il semble qu'elle soit composée essentiellement d'hydrogène et d'hélium comme Jupiter, mais avec une proportion d'hydrogène un peu plus élevée : les 9/10 de l'ensemble. Malgré un diamètre de 120 500 km, sa masse est légèrement inférieure à celle de Jupiter, et ne représente que 95 masses terrestres ; sa densité est donc peu importante (0,7), c'est la plus faible des planètes du Système solaire, toutes les autres ayant une densité supérieure à celle de l'eau. Elle renfermerait néanmoins environ 20 masses terrestres de matériaux plus lourds en son centre, sous la forme, pense-t-on, de matière glacée ou rocheuse. Un faible champ magnétique a été détecté par la sonde Voyager.

L'atmosphère de Saturne

Saturne tourne rapidement, un peu moins vite que Jupiter, mais son aplatissement est plus prononcé : ainsi, ses nuages sont également étirés en bandes à l'équateur, mais leurs détails sont moins nets, car ils sont surmontés par une couche de brume plus importante que sur Jupiter. En dessous, l'atmosphère est plus épaisse et s'étend sur la moitié du rayon de la planète. À ce niveau, il semblerait que se produise un phénomène qui n'existe pas sur Jupiter : dans une couche de 5 000 km d'épaisseur, l'hydrogène percole à travers l'hélium, et ce dernier se condense sous une forme liquide. Cette chute de gouttelettes d'hélium vers le centre produit de l'énergie gravitationnelle, ce qui explique l'excès de rayonnement de Saturne, légèrement supérieur à celui de Jupiter.

Les anneaux de Saturne

Deux anneaux (A et B) sont bien visibles de la Terre, avec une simple lunette d'amateur. Il en existe d'autres, qui s'étendent jusqu'à une grande distance de Saturne (l'anneau E se trouve à 8 rayons de la planète). Ces anneaux sont constitués par une multitude de particules dont les tailles varient de quelques micromètres à quelques mètres. Ils se déplacent dans un même plan (l'épaisseur des anneaux ne dépasse pas la centaine de mètres), avec une vitesse différente suivant leur distance à Saturne, selon les lois de Kepler. Les sondes Voyager ont révélé que la finesse de certains anneaux et les bords nets des autres étaient dus à la présence de petits satellites, les « chiens de berger », dont l'action gravitationnelle empêche les particules des anneaux de se disperser dans l'espace.

Uranus et Neptune

Uranus et Neptune, deux planètes assez semblables, se trouvent au-delà de Saturne. Par rapport à celle de la Terre, la masse d'Uranus est approximativement 15 fois plus importante, celle de Neptune 17 fois environ. L'hydrogène et l'hélium prédominent dans l'atmosphère de ces deux planètes. Les structures internes sont cachées sous d'épaisses atmosphères, mais selon les données fournies par la sonde Voyager 2 il semblerait qu'Uranus possède un océan d'eau surchauffée, de plus de 10 000 km de profondeur, qui entoure un noyau, de la taille de la Terre, de matières rocheuses en fusion. Neptune présente de nombreux détails de surface, comme la Grande Tache sombre, similaire à la Grande Tache rouge de Jupiter. Sa constitution semble analogue à celle d'Uranus, avec un noyau un peu plus important. La période de rotation d'Uranus est de 17,2 h, celle de Neptune de 16,1 h. Uranus présente une caractéristique remarquable : son axe de rotation est incliné d'environ 98°, ce qui fait que la planète semble « rouler » sur son orbite – sa rotation est donc rétrograde.

Uranus et Neptune possèdent aussi des anneaux, comme les autres planètes géantes. Ceux d'Uranus ont été découverts à la suite du passage – en mars 1977 – d'Uranus devant une étoile. Comme celle-ci a disparu à neuf reprises avant son passage derrière la planète et à neuf reprises après, les astronomes ont pu déclarer que neuf anneaux tournaient autour d'Uranus ; en 1986, la sonde Voyager 2 en trouva deux nouveaux. Ces anneaux sont très petits par rapport à ceux de Saturne, une dizaine de kilomètres de largeur pour la plupart et une centaine pour le plus important. Quatre anneaux ont été découverts autour de Neptune par Voyager 2 en 1989, mais l'existence du plus brillant avait déjà été pressentie par André Brahic en 1985.

2.2.3. Le cas de Pluton

Depuis sa découverte par l'astronome américain Clyde Tombaugh, en 1930, le statut de Pluton, situé aux confins du Système solaire, au-delà de Neptune, a fait l'objet de nombreux débats au sein de la communauté scientifique. Les caractéristiques principales de ce corps céleste demeurèrent en effet largement inconnues jusqu'à la découverte de son compagnon, Charon, le 22 juin 1978. Les éclipses réciproques de Pluton et de Charon qui se sont produites entre 1985 et 1990 ont permis d'affiner l'estimation des dimensions de ces deux corps.

Le diamètre de Pluton est d'environ 2 200 km, et celui de Charon de 1 200 km. La surface de Pluton est recouverte par du méthane gelé, et sa densité est estimée au double de celle de l'eau, aussi serait-elle peut-être composée d'un mélange de roche et de glace. Pluton, dont le demi-grand axe de l'orbite est de 5 900 000 000 km (soit 39,44 fois celui de la Terre) est de plus un corps céleste dont l'orbite est très elliptique, ce qui l'amène parfois plus près du Soleil que Neptune. De 1979 à 1999, par exemple, Pluton s'est situé à l'intérieur de l'orbite de Neptune ; mais, si les orbites de ces deux corps célestes peuvent se croiser, leur collision est totalement impossible.

Considéré un temps comme la plus petite des planètes du Système solaire, Pluton a vu son statut modifié par l'Union astronomique internationale (UAI) qui, le 24 août 2006, a en effet décidé de l'exclure désormais du nombre des planètes en statuant que ne peuvent être considérés comme planètes que les astres qui, non seulement possèdent « une masse suffisante pour que leur gravité l'emporte sur les forces de cohésion du corps solide et le maintienne, en équilibre hydrostatique, sous une forme presque sphérique », mais aussi qui ont « éliminé tout corps susceptible de se déplacer sur une orbite proche » de la leur. Or la masse de Charon correspond à environ 10 % de celle de Pluton, ce qui en ferait le « satellite » le plus important du Système solaire, proportionnellement à sa « planète ».

3. Les planètes extrasolaires ou exoplanètes

Épicure, au iiie s. avant J.-C., semble avoir été le premier à soulever la question de l'existence éventuelle de planètes autour d'autres étoiles que le Soleil. La théorie actuelle de la formation des planètes (à partir d'une nébuleuse de gaz et de poussières en rotation, qui s'aplatit progressivement en un disque dans lequel des condensations localisées de matière engendrent de petits corps solides [planétésimaux] grossissant ensuite par accrétion) donne à penser que de très nombreuses étoiles sont susceptibles d'être entourées de planètes. Cette hypothèse est confortée, depuis 1992, par la découverte de nombreuses planètes tournant autour d'autres étoiles que le Soleil (exoplanètes ou planètes extrasolaires), dans un rayon de quelques dizaines d'années-lumière seulement. La détection de telles planètes fait appel à différentes techniques, dont certaines sont très délicates à mettre en œuvre.

Au milieu des années 2010, plus de 1 000 planètes extrasolaires ont été confirmées et plusieurs milliers sont des candidates potentielles.

3.1. Les techniques de détection des exoplanètes

3.1.1. La détection directe

L'idée la plus simple consiste à tenter d'obtenir une image de l'astre recherché. Malheureusement, cette technique se heurte aux phénomènes de diffraction de la lumière et de turbulences de l'atmosphère, qui produisent un halo lumineux masquant la planète. On peut s'affranchir de ces perturbations en corrigeant l'optique du télescope par des déformations contrôlées des miroirs (optique adaptative) ou en tirant parti du phénomène d'interférences (interférométrie des tavelures), néanmoins, rares sont les exoplanètes détectées par imagerie directe.

3.1.2. La détection indirecte

Les perturbations du mouvement d'une étoile

La méthode de détection la plus utilisée – et de loin la plus productive aujourd'hui – se fonde sur la recherche de très légères perturbations dans le mouvement d'une étoile. Lorsqu'une planète tourne autour d'une étoile, ce sont en fait les deux astres qui tournent autour du centre de gravité du système (→ gravitation). À défaut de voir la planète, on peut déceler un petit mouvement circulaire de l'étoile, par la variation de la vitesse, de la position dans le ciel ou de la distance de l'étoile. Cela exige toutefois des mesures extrêmement fines.

La vitesse de l'étoile induite par la présence d'une planète a une amplitude qui dépend des paramètres du système : plus la planète est massive et proche de l'étoile, plus la vitesse de celle-ci est grande. Grâce au suivi systématique de la vitesse radiale (vitesse mesurée dans la direction de visée) de nombreuses étoiles, cette méthode a déjà permis, depuis 1995, la découverte de plus de 130 exoplanètes.

On peut aussi déceler la présence de planètes autour d'une étoile par la perturbation qu'elles provoquent dans la distance de l'étoile à l'observateur. Supposons qu'il y ait sur l'étoile une horloge précise et stable qui émette des signaux dans l'espace. Comme ces signaux ne se propagent pas instantanément, mais à une vitesse finie, un observateur terrestre les recevra périodiquement avec un certain retard, proportionnel à la distance parcourue par le signal, qui varie selon la position de la planète sur son orbite. Les impulsions de rayonnement très régulières que l'on reçoit des pulsars peuvent jouer ce rôle d'horloge : ainsi dénombre-t-on depuis 2008, sept planètes autour de pulsars.

Les occultations

Supposons maintenant que l'orbite de la planète autour de son étoile soit telle que l'observateur terrestre la voie « par la tranche » ; à chaque tour sur sa trajectoire, la planète passe devant son étoile. Comme elle est sombre, elle obscurcit alors légèrement l'étoile. Cette très légère baisse de luminosité dure quelques heures. Simple dans son principe, cette technique est difficile à mettre en œuvre car la probabilité de voir l'orbite par la tranche est faible. Il faut suivre de façon continue pendant plusieurs mois l'éclat de plusieurs milliers d'étoiles au moins. Le satellite français Corot, qui a été lancé en 2006, utilise cette méthode et a déjà détecté plusieurs exoplanètes.

Une exoplanète, HD209458b (ou Osiris), a été détectée à la fois par l'étude de la vitesse radiale (qui renseigne sur la masse) et par la méthode des occultations (qui renseigne sur la taille) ; on a ainsi la preuve qu'il s'agit bien d'une planète géante gazeuse. L'occultation d'une étoile par son exoplanète est une situation très favorable pour détecter dans le spectre de l'étoile, pendant l'occultation, d'éventuelles signatures de l'atmosphère de la planète. C'est ainsi qu'a été détectée une atmosphère de sodium, d'hydrogène, de carbone et d'oxygène autour de l’exoplanète HD209458b.

L'amplification gravitationnelle

Par suite d'un phénomène prévu par la théorie de la relativité générale, si un objet de forte masse (appelée lentille), visible ou non, passe, dans son mouvement sur la sphère céleste, près de la ligne de visée d'une étoile lointaine (appelée source), il se produit une amplification de l'éclat observé de la source, jusqu'à 100 fois environ selon les configurations. Avec une planète dans le rôle de lentille, les amplifications maximales les plus probables vont de quelques pourcents (pour une « Terre ») à quelques dizaines de pourcents (pour des planètes géantes). Il faut donc mesurer en permanence l'éclat de la source pendant de nombreux mois pour espérer détecter le signal planétaire. De tels suivis d'étoiles du centre de la Galaxie ont été réalisés, sans résultat pour l'instant.

Les émissions d'ondes radio

Une dernière technique de détection de planètes extrasolaires consiste à tenter de capter les ondes radio, de longueurs d'onde décamétriques, pouvant être émises par ces planètes si elles sont dotées d'un fort champ magnétique ; mais là on ne peut prévoir l'amplitude du signal à détecter.

→ radioastronomie.

Ce n'est que lorsqu'on disposera d'une base d'observation astronomique sur la face arrière de la Lune (donc à l'abri de tout rayonnement parasite venant de la Terre) que cette méthode offrira le maximum de chances de succès.

3.2. D'autres Terres ?

Les premières exoplanètes découvertes ont été des planètes géantes gazeuses, mais qui, à la différence de celles du Système solaire, gravitent très près de leur étoile (périodes de révolution de quelques jours), d'où leur nom de « Jupiters chauds ». Dans le cas de HD209458b, un phénomène d'évaporation de sa haute atmosphère a même été mis en évidence. Avec les progrès instrumentaux, on découvre maintenant des exoplanètes ayant des périodes de l'ordre de la dizaine d'années (comparable à celle de Jupiter) et des exoplanètes de plus en plus petites, telle que Gliese 581 c, découverte en 2007, située à une distance de 20,5 années-lumière, dans la constellation de la Balance, et dont le diamètre ne représenterait que 1,5 fois celui de la Terre, pour une masse environ 5 fois supérieure. De même, en avril 2014, le satellite américain Kepler a détecté la planète Kepler 186 f, dont la taille est très proche de celle de la Terre : cette exoplanète en orbite autour d'une naine rouge de la constellation du Cygne (située à environ 500 années-lumière) se trouverait dans la « zone habitable » de son étoile (à une distance comparable à celle de la Terre au Soleil), où la présence d'eau liquide est possible. Et en juillet 2015, le même satellite Kepler a mis au jour la planète Kepler-452b, d'un diamètre 60 % plus grand que la Terre et située aussi dans la « zone habitable » d'une étoile du même type que notre Soleil (située à 1 400 années-lumière).

Dans le futur, des engins spatiaux seront capables d'obtenir l'image et le spectre de nombreuses exoplanètes telluriques, ou « Terre jumelle » et peut-être d'y détecter des signatures de la vie.