La méthode du transit est actuellement l’une des techniques les plus performantes et les plus utilisées pour découvrir des exoplanètes en dehors de notre système solaire. Il s'agit d'observer une légère atténuation ou « creux » de la lumière émise par une étoile. Ces creux se produisent lorsqu’une exoplanète passe ou transite devant son étoile hôte, vue de notre point d’observation sur Terre.

Lors d'un transit, la planète bloque une infime fraction de la lumière de l'étoile, provoquant une diminution temporaire de la luminosité globale de l'étoile. Cette gradation est ensuite détectée et mesurée par des télescopes et instruments sensibles conçus à cet effet.

Un aspect clé de la méthode de transit est la mesure précise des variations d’intensité lumineuse par photométrie. À mesure que la planète passe devant l’étoile, la quantité de lumière atteignant le télescope depuis cette étoile diminue, et ce changement de luminosité est soigneusement surveillé et enregistré.

Le télescope spatial Kepler, lancé par la NASA en 2009, a été spécialement conçu pour la méthode de transit et a permis de découvrir d'importantes exoplanètes, en particulier des planètes de la taille de la Terre en orbite dans les zones habitables de leurs étoiles.

2. Méthode de vitesse radiale

La méthode de la vitesse radiale, également connue sous le nom de méthode de spectroscopie Doppler, mesure les légères oscillations ou changements périodiques du mouvement d'une étoile provoqués par le remorqueur gravitationnel exercé par une planète en orbite.

Lorsqu’une planète tourne autour de son étoile, elle exerce une influence gravitationnelle, provoquant un léger mouvement d’avant en arrière de l’étoile le long de notre ligne de mire. Ces changements dans la vitesse de l’étoile sont incroyablement minimes et nécessitent des observations spectroscopiques précises pour être détectés.

Les instruments spectroscopiques peuvent diviser la lumière de l'étoile en longueurs d'onde qui la composent et révéler de légers changements dans les raies spectrales. À mesure que l’étoile se rapproche et s’éloigne de nous en raison de l’influence gravitationnelle de la planète, les raies spectrales subissent un schéma régulier de déplacements, connu sous le nom d’effet Doppler.

La mesure précise de ces variations périodiques de vitesse permet aux astronomes d'estimer la masse minimale de la planète en orbite, le temps nécessaire pour terminer une orbite (période orbitale) et, avec d'autres observations, de déduire sa distance à l'étoile.

3. Imagerie directe

La méthode d’imagerie directe consiste à capturer des images réelles d’exoplanètes, en les résolvant de l’éblouissement de leurs étoiles hôtes. Cependant, en raison des immenses défis liés à l’obtention de la résolution et du contraste nécessaires, cette méthode n’a permis d’imager avec succès qu’une poignée d’exoplanètes, pour la plupart de grandes et jeunes planètes séparées gravitationnellement de leurs étoiles et émettant leur propre faible lueur.

4. Microlentilles gravitationnelles

La microlentille gravitationnelle est une technique qui utilise le champ gravitationnel d'un objet massif intermédiaire, tel qu'une étoile ou une galaxie, pour agrandir et déformer la lumière émise par une source de fond, révélant ainsi la présence d'une exoplanète.

Lorsqu'une étoile d'arrière-plan passe derrière ou à proximité de l'objet massif intermédiaire, la lumière de la source d'arrière-plan est courbée et focalisée, conduisant à un effet d'éclaircissement ou de grossissement temporaire. S’il y a une exoplanète en orbite autour de l’objet massif intermédiaire, cela peut provoquer de légères distorsions ou anomalies dans ce modèle de grossissement.

La détection et l'analyse de ces anomalies permettent aux astronomes de déduire la présence et les caractéristiques des exoplanètes.

Il est important de noter que certaines découvertes d'exoplanètes sont réalisées en combinant ces méthodes ou en recourant à des approches alternatives, telles que l'astrométrie (mesure des changements dans la position d'une étoile pour détecter l'influence gravitationnelle d'une exoplanète en orbite).