Astronomie

Peut-on calculer l'orbite des exoplanètes ?

Peut-on calculer l'orbite des exoplanètes ?

Je ne suis pas un astronome, mais la question s'est posée et je suis intéressé si nous sommes capables (ou avec quelle précision nous sommes capables) de calculer les paramètres orbitaux d'une exoplanète. Puisque la méthode du transit doit fournir certaines propriétés de son orbite, nous devons en connaître certaines. J'ai également trouvé ici quelques informations concernant la mesure du plan orbital (Peut-on connaître les plans orbitaux des corps planétaires extraterrestres ?).

Mais avons-nous une image claire de son orbite ? Comme nous avons des planètes dans notre système?

Pourrions-nous, par exemple, dire si la planète est née dans ce système ou a été capturée par lui à un moment donné (en lui donnant une orbite différente je suppose) ?


Les caractéristiques de l'orbite d'une exoplanète peuvent être déterminées de manière très précise en utilisant des mesures du mouvement réflexe (le « oscillation Doppler ») de son étoile mère. Ces mesures donnent la période orbitale et l'excentricité de l'orbite. Si nous pouvons estimer la masse de l'étoile mère, alors le demi-grand axe orbital est connu grâce à la 3ème loi de Kepler. Les périodes orbitales, et donc les demi-grands axes, peuvent également être mesurées très précisément à partir des données de transit, et les excentricités peuvent également être estimées à condition d'avoir une bonne idée de la masse et de la taille de l'étoile mère (par exemple, van Eylen & Albrecht 2015).

Des détails supplémentaires peuvent être glanés à partir des exoplanètes en transit, tels que l'inclinaison de l'orbite par rapport à la ligne de visée et toute différence entre l'axe orbital et l'axe de rotation de l'étoile qu'elle orbite. Ces mesures exploitent ce qu'on appelle "l'effet Rossiter-McLaughlin", comme expliqué dans une réponse à la question à laquelle vous avez lié.

La réponse à votre question plus large est oui, bien sûr, les gens examinent la distribution des paramètres orbitaux : le comportement des excentricités par rapport à la masse de la planète et au demi-grand axe ; la prévalence de planètes de masse particulière à certaines distances autour de différents types d'étoiles ; la fréquence d'occurrence de plusieurs planètes et résonances orbitales, le désalignement entre le spin d'une étoile et les orbites de ses planètes, etc., afin d'essayer de comprendre comment les systèmes planétaires se forment et évoluent.

Quelques ressources :

La base de données des paramètres orbitaux des exoplanètes HEASARC

exoplanets.org


Si tu as:

  • Distance à l'étoile hôte - d;

  • Luminosité de l'étoile hôte - I;

  • période orbitale p, mesurée par la méthode Transit.

Vous pouvez déterminer :

  • La masse de l'étoile (M) de d et I

  • À partir de p et M de l'étoile hôte, vous pouvez mesurer le demi-grand axe (a) de l'orbite de l'exoplanète par la loi du troisième Kepler :

$$ p^2 = a^3/M $$


Pourquoi nous ne voulons peut-être pas visiter certaines exoplanètes

Crédit d'image : NASA Ames/JPL-Caltech/T. Pylé

L'image ci-dessus montre une impression d'artiste de l'exoplanète Kepler-452b, la première exoplanète qui a été découverte en orbite autour d'une étoile semblable au Soleil. Surnommée une super-Terre, la planète est environ 60% plus grande que la Terre, ce qui est la principale raison pour laquelle nous ne voulons peut-être pas y envoyer une mission habitée.

Bien que le nombre total d'exoplanètes connues approche maintenant d'environ 4 000 environ, la plupart d'entre elles sont connues pour être des géantes gazeuses. Cependant, on pense maintenant qu'un petit pourcentage d'exoplanètes sont de nature rocheuse, et un sous-ensemble encore plus petit d'exoplanètes pourrait très bien ressembler à la Terre dans le sens où elles sont sur des orbites stables dans les zones habitables autour de leurs étoiles hôtes, ont des atmosphères et ont de l'eau liquide sur leurs surfaces. Néanmoins, à ce jour, aucune exoplanète semblable à la Terre avec des masses comparables à celle de la Terre n'a été identifiée avec certitude.

Dans un article récemment publié par le « citoyen scientifique » allemand Michael Hippke, qui est affilié à l'Observatoire de Sonnenberg en Allemagne, l'auteur utilise l'exoplanète Kepler-452b comme exemple pour expliquer pourquoi il n'est peut-être pas souhaitable d'envoyer une mission habitée à super - Des planètes terrestres qui ont généralement des masses plusieurs fois supérieures à celle de la Terre.

Essentiellement, l'article décrit les défis d'ingénierie que les habitants des planètes rocheuses super massives devraient surmonter pour tenter d'atteindre des capacités de vol spatial significatives. Le fait que, même sur Terre, la mise en orbite d'une fusée transportant une petite charge utile est extrêmement coûteuse en termes de dépenses de carburant et d'énergie est d'une importance capitale. Par exemple, pour atteindre une orbite terrestre, un lanceur doit avoir une masse comprise entre 50 et 150 fois celle de la charge utile, la majeure partie du poids du lanceur étant absorbée par le carburant.

En utilisant l'exoplanète Kepler-452b qui est 9,7 fois plus massive que la Terre à titre d'exemple, Hippke a utilisé des mathématiques simples de niveau secondaire pour calculer qu'une fusée nécessitant 9 000 tonnes de carburant pour atteindre une orbite terrestre stable, nécessiterait au moins 55 000 tonnes de carburant pour atteindre une orbite similaire autour de Kepler-452b. En pratique, une fusée équivalente à la fusée Saturn V qui transportait les missions Apollo nécessiterait au moins 400 000 tonnes de carburant pour soulever une charge utile similaire au poids des modules d'atterrissage lunaire en orbite autour de Kepler-452b. De toute évidence, la construction de fusées pouvant transporter régulièrement des charges de carburant qui se comparent favorablement à la masse d'un gratte-ciel de 100 étages dépasse tout ce que la technologie terrestre et les compétences en ingénierie actuelles peuvent accomplir.

Bien sûr, Hippke concède que Kepler-452b est un exemple extrême, mais il souligne également que les exoplanètes rocheuses moins massives présenteront les mêmes défis d'ingénierie, mais à une échelle appropriée. De plus, dans un article étroitement lié publié par Abraham Loeb (Harvard University), l'auteur souligne qu'il peut être extrêmement difficile, voire impossible de quitter la surface d'une planète en orbite près d'étoiles naines rouges avec des fusées à carburant chimique. , car l'attraction gravitationnelle de l'étoile hôte devrait également être surmontée. Bien que Kepler-452b ne tourne pas autour d'une naine rouge, il tourne autour de son étoile hôte en seulement 3,7 jours à une distance de 0,5 unité astronomique, ce qui représente 50 % de la distance moyenne entre la Terre et le Soleil, et à son tour, augmente considérablement la l'énergie nécessaire pour quitter la surface de la planète.

Il convient de noter en particulier le fait que l'article d'Hippke fournit une solution possible au paradoxe de Fermi, en ce sens que nous ne voyons pas de vie extraterrestre dans l'Univers parce que les habitants des planètes qui hébergent la vie peuvent ne pas être en mesure de quitter ces planètes.

Pour cette raison, visiter des exoplanètes massives peut être une très mauvaise idée de notre point de vue. Même si nous parvenions à nous y rendre, nous ne pourrons peut-être pas repartir simplement parce que nous ne pourrons jamais transporter suffisamment de carburant pour échapper à l'attraction gravitationnelle combinée de la planète massive et de son étoile hôte, et comme les résidents de l'hôtel California, nous serions coincés là pour toujours.


Formations planétaires

Bien que les planètes en orbite autour d'autres étoiles (exoplanètes, parfois appelées planètes extra-solaires) aient été théorisées depuis longtemps, il n'y avait aucune preuve de leur existence jusqu'au milieu des années 1990.

Depuis lors, plusieurs centaines ont été découvertes et confirmées. Les plus courants sont normalement décrits comme des «Jupiters chauds», de grands corps orbitant très près de leur étoile mère. Un plus grand nombre de ces corps ont été découverts parce qu'ils sont plus faciles à détecter.

Au moins 2 exoplanètes, Gliese 581c et d se trouvent dans une zone habitable où l'eau peut exister sous forme liquide. L'exoplanète MOA-2007-BLG-192Lb w est également remarquable car elle a une masse de 3,3 de la Terre. Celles-ci sont connues sous le nom de « super-terres ».

La détection des exoplanètes est difficile pour plusieurs raisons :

  • Ils orbitent autour des étoiles et la luminosité de l'étoile peut nous empêcher de les trouver.
  • Les planètes peuvent orbiter trop loin de notre champ de vision pour que certaines méthodes les détectent, par ex. lorsque leur écliptique est trop excentrique pour qu'ils soient remarqués.

Différentes méthodes existent pour les détecter :

Méthodes de transit
Lorsqu'une planète se déplace devant une étoile, de minuscules changements de lumière se produisent. Le scientifique peut alors déterminer la taille et l'orbite d'une planète

Astrométrie
En mesurant très précisément la position d'une étoile, toute oscillation infime de la position des étoiles peut être due à la petite traction d'une planète sur l'étoile mère.

Vitesse radiale
Les changements dans le mouvement d'une étoile vers et loin de la Terre peuvent être détectés à l'aide de l'effet Doppler.

Il existe d'autres méthodes telles que la détection optique qui consiste à observer une étoile mais en annulant différentes longueurs d'onde de lumière pour l'observer. Il existe également une lentille gravitationnelle qui utilise la courbure de la lumière par gravité autour des étoiles pour détecter les planètes dans cette direction.


Combien de planètes peuvent orbiter autour d'une étoile ?

Question: Combien de planètes un système stellaire-planétaire peut-il accueillir en toute sécurité sur une orbite stable autour de cette étoile ? De quels facteurs dépend-il ?

Par exemple : Actuellement, notre système solaire compte 8 planètes sur une orbite stable. Je veux connaître le nombre maximum de planètes que notre système peut accueillir afin que les planètes ajoutées (au-delà de l'orbite de Neptune) suivent également le modèle orbital de 8 planètes existantes ?
Supposons que toutes les planètes de notre système solaire soient des répliques exactes comme la Terre, alors combien de planètes semblables à la Terre notre soleil actuel peut-il retenir ? — Vinod

Répondre: En l'absence d'autres contraintes sur l'étoile ou les planètes en orbite autour de l'étoile, la seule exigence pour des orbites stables des planètes autour de l'étoile est que la masse totale des planètes soit inférieure à la masse de l'étoile. Par conséquent, on pourrait en principe avoir un nombre presque infini de très petites planètes en orbite autour d'une étoile. En réalité, il existe d'autres contraintes, telles que la fusion de petites planètes proches les unes des autres dans les premières phases de la formation d'un système planétaire, qui réduisent la configuration finale d'un système planétaire. Ces contraintes supplémentaires, cependant, concourent de manière complexe à produire la configuration orbitale finale d'un système exoplanétaire.


Détecter la vie

En plus de rechercher un jumeau terrestre, l'imagerie directe pourrait aider les scientifiques à trouver des mondes potentiellement habitables.

Selon Elisa Quintana, chercheuse Kepler au SETI Institute et au NASA Ames Research Center, l'imagerie directe pourrait révéler non seulement l'atmosphère d'une planète, mais également des biomarqueurs potentiels. Il pourrait même révéler la vie au-delà du système solaire.

"Il y a trois façons de savoir s'il y a une autre vie", a-t-elle déclaré.

La première consiste à rechercher dans le ciel des signaux radio artificiels. La seconde est la chasse à la vie microbienne au sein du système solaire, dans des endroits comme Mars ou les lunes glacées de Jupiter et Saturne. Et la troisième méthode est l'imagerie directe.

Selon Quintana, l'imagerie directe "pourrait très bien être la première fois que nous détectons une forme de vie".


Incertitudes

Nous avons enregistré les incertitudes de la littérature sur les masses stellaires, mais lors de l'estimation des incertitudes sur msini et a, nous supposons de manière conservatrice une incertitude minimale sur la masse stellaire de 5%. Nous faisons cela pour tenir compte des erreurs systématiques probables dans les estimations des modèles des masses stellaires (limites de leur précision) pour la plupart des étoiles porteuses de planètes.

Nous rapportons maintenant des barres d'erreur asymétriques dans toute la base de données dans tous les champs. Pour les quantités avec des incertitudes asymétriques de la littérature, nous enregistrons le champ d'incertitude comme la moitié de l'intervalle entre les limites supérieure et inférieure. Nous stockons l'asymétrie dans un champ supplémentaire, qui se termine par D, comme valeur de l'incertitude supérieure. Par exemple, e = 0.5 +0.1 -0.2 serait stocké sous forme de trois champs : ECC = 0,5 , UECC = 0,15 et UECCD = 0,1 .


Systèmes exoplanétaires

Lorsque nous recherchons des exoplanètes, nous ne nous attendons pas à trouver une seule planète par étoile. Notre système solaire compte huit planètes majeures, une demi-douzaine de planètes naines et des millions d'objets plus petits en orbite autour du Soleil. Les preuves que nous avons de systèmes planétaires en formation suggèrent également qu'ils sont susceptibles de produire des systèmes multiplanétaires.

Le premier système planétaire a été trouvé autour de l'étoile Upsilon Andromède en 1999 en utilisant la méthode Doppler, et de nombreux autres ont été trouvés depuis (près de 700 début 2020). Si de tels systèmes exoplanétaires sont courants, considérons quels systèmes nous nous attendons à trouver dans les données de transit de Kepler.

Une planète ne transitera par son étoile que si la Terre se trouve dans le plan de l'orbite de la planète. Si les planètes d'autres systèmes n'ont pas d'orbites dans le même plan, il est peu probable que nous voyions plusieurs objets en transit. De plus, comme nous l'avons noté précédemment, Kepler n'était sensible qu'aux planètes avec des périodes orbitales inférieures à environ 4 ans. Ce que nous attendons des données de Kepler, alors, est la preuve de systèmes planétaires coplanaires confinés à ce qui serait le domaine des planètes terrestres de notre système solaire.

En 2020, les astronomes ont collecté des données sur près de 700 de ces systèmes d'exoplanètes. Beaucoup n'ont que deux planètes connues, mais quelques-unes en ont jusqu'à cinq, et une en a huit (le même nombre de planètes que notre propre système solaire). Pour la plupart, ce sont des systèmes très compacts avec la plupart de leurs planètes plus proches de leur étoile que Mercure ne l'est du Soleil. La figure ci-dessous montre l'un des plus grands systèmes d'exoplanètes : celui de l'étoile appelée Kepler-62 (Figure (PageIndex<5>)). Notre système solaire est représenté à la même échelle, à titre de comparaison (notez que les planètes Kepler-62 sont dessinées avec une licence artistique, nous n'avons aucune image détaillée d'exoplanètes).

Figure (PageIndex<5>) Système d'exoplanète Kepler-62, avec le système solaire représenté à la même échelle. Les zones vertes sont les « zones habitables », la plage de distance de l'étoile où les températures de surface sont susceptibles d'être compatibles avec l'eau liquide.

Toutes les planètes du système K-62 sauf une sont plus grandes que la Terre. Ce sont des super-Terres, et l'une d'entre elles (62d) a la taille d'une mini-Neptune, où elle est susceptible d'être en grande partie gazeuse. La plus petite planète de ce système a à peu près la taille de Mars. Les trois planètes intérieures orbitent très près de leur étoile, et seules les deux extérieures ont des orbites plus grandes que Mercure dans notre système. Les zones vertes représentent chaque étoile & rsquos & la zone habitable, & rdquo qui est la distance de l'étoile où nous calculons que les températures de surface seraient compatibles avec l'eau liquide. La zone habitable de Kepler-62 est beaucoup plus petite que celle du Soleil car l'étoile est intrinsèquement plus faible.

Avec des systèmes rapprochés comme celui-ci, les planètes peuvent interagir gravitationnellement les unes avec les autres. Le résultat est que les transits observés se produisent quelques minutes plus tôt ou plus tard que ce qui serait prédit à partir d'orbites simples. Ces interactions gravitationnelles ont permis aux scientifiques de Kepler de calculer les masses des planètes, offrant un autre moyen d'en apprendre davantage sur les exoplanètes.

Kepler a découvert des systèmes planétaires intéressants et inhabituels. Par exemple, la plupart des astronomes s'attendaient à ce que les planètes soient limitées à des étoiles uniques. Mais nous avons trouvé des planètes en orbite autour d'étoiles doubles proches, de sorte que la planète verrait deux soleils dans son ciel, comme ceux de la planète fictive Tatooine dans le Guerres des étoiles cinéma. À l'extrême opposé, les planètes peuvent orbiter autour d'une étoile d'un vaste système d'étoiles doubles sans interférence majeure de la deuxième étoile.


Est-il possible de calculer la magnitude d'une exoplanète ?

Il y a une belle liste ici sur toutes les exoplanètes découvertes à ce jour, j'étais juste curieux de savoir s'il est possible de calculer la magnitude d'une exoplanète et comment.

Sera-t-il un jour possible pour les humains d'observer une exoplanète plus grosse qu'une tête d'épingle ?

Si vous deviez choisir une de ces planètes à observer, laquelle choisiriez-vous ? Une avec l'étoile la plus proche et une grosse masse >
5 Jupiters, je suppose ?

Vous pensez avoir une chance avec un télescope à ouverture de 60 pouces ?

#2 brianb11213

s'il est possible de calculer la magnitude d'une exoplanète et comment.

Vous connaissez la magnitude de l'étoile primaire et la distance et le rayon de l'exoplanète. Faites une hypothèse sur l'albédo (0,5 est probablement raisonnable pour une planète avec une atmosphère) et vous pouvez obtenir une bonne valeur.

Voici une illustration. Supposons que la planète soit à 0,1 fois le rayon de l'étoile et à 100 rayons stellaires de l'étoile. La lumière atteignant la planète est 0,1^2 * 0,01^2 fois le rayonnement de l'étoile. 0,000001 - 1 partie sur un million, ou 15 magnitudes plus faibles que le primaire. Ajoutez encore 0,7 mag pour l'albédo supposé être de 0,5.

Vous pensez avoir une chance avec une lunette d'ouverture de 60 pouces ?

#3 Procyon

#4 jeté

Le gros problème n'est pas la magnitude des planètes ou même la résolution, car nous avons déjà de très gros télescopes. Les gros problèmes sont l'éblouissement de l'étoile, qui efface totalement l'image de la planète, et la vision atmosphérique.

Nous utilisons un coronographe http://en.wikipedia. iki/Coronograph pour le premier problème, et l'optique adaptative ou un télescope spatial pour le second.

Le télescope Keck (400") a imagé des planètes extrasolaires : http://en.wikipedia.org/wiki/HR_8799

Vous n'avez aucune chance sans un joli coronographe et une optique adaptative. MAIS vous n'avez pas besoin d'un télescope de 400", lisez ceci : http://www.msnbc.msn. _science-space/

Quant à obtenir des moar que des piqûres d'épingle, nous espérons obtenir des spectres pour les planètes lorsque l'ELT démarrera : http://en.wikipedia. Grand_télescope

Mais personne ne sait quand le financement ou même la technologie seront disponibles pour obtenir des pixels d'imagerie pour les planètes. Nous parlons de plusieurs décennies cependant.

#5 Procyon

#6 blackhaz

#7 robin_astro

s'il est possible de calculer la magnitude d'une exoplanète et comment.

Vous connaissez la magnitude de l'étoile primaire et la distance et le rayon de l'exoplanète. Faites une hypothèse sur l'albédo (0,5 est probablement raisonnable pour une planète avec une atmosphère) et vous pouvez obtenir une bonne valeur.

Voici une illustration. Supposons que la planète soit à 0,1 fois le rayon de l'étoile et à 100 rayons stellaires de l'étoile. La lumière atteignant la planète est 0,1^2 * 0,01^2 fois le rayonnement de l'étoile. 0,000001 - 1 partie sur un million, ou 15 magnitudes plus faibles que le primaire. Ajoutez 0,7 mags supplémentaires pour l'albédo supposé être de 0,5.

Vous pensez avoir une chance avec un télescope à ouverture de 60 pouces ?


Cela soulève une possibilité intéressante de détecter des exoplanètes qui ne transitent pas, car la quantité de lumière qu'elles ajouteraient varierait autour de l'orbite en fonction de la phase. Je soupçonne cependant que la principale pierre d'achoppement serait que même les étoiles les plus stables varient probablement en luminosité de beaucoup plus d'une partie sur 1 million, de sorte que la variabilité naturelle en submergerait tout en raison de l'exoplanète.

#8 homme

Cela soulève une possibilité intéressante de détecter des exoplanètes qui ne transitent pas, car la quantité de lumière qu'elles ajouteraient varierait autour de l'orbite en fonction de la phase. Je soupçonne cependant que la principale pierre d'achoppement serait que même les étoiles les plus stables varient probablement en luminosité de beaucoup plus d'une partie sur 1 million, de sorte que la variabilité naturelle en submergerait tout en raison de l'exoplanète.

Héhé. ok, il s'agissait d'une exoplanète en transit et la variation de phase par rapport à une exoplanète non en transit serait probablement plus petite - approchant une variation de phase 0 alors que l'orbite de la planète approchait de 90 degrés de notre ligne de mire, mais Kepler a certainement une chance !

Il existe de meilleurs liens vers cela, mais c'était le premier que je pouvais facilement rechercher sur Google.

#9 btieman

Cela soulève une possibilité intéressante de détecter des exoplanètes qui ne transitent pas, car la quantité de lumière qu'elles ajouteraient varierait autour de l'orbite en fonction de la phase. Je soupçonne cependant que la principale pierre d'achoppement serait que même les étoiles les plus stables varient probablement en luminosité de beaucoup plus d'une partie sur 1 million, de sorte que la variabilité naturelle en submergerait tout en raison de l'exoplanète.

Héhé. ok, il s'agissait d'une exoplanète en transit et la variation de phase par rapport à une exoplanète non en transit serait probablement plus petite - approchant une variation de phase 0 alors que l'orbite de la planète approchait de 90 degrés par rapport à notre ligne de mire, mais Kepler a certainement une chance !

Il existe de meilleurs liens vers cela, mais c'était le premier que je pouvais facilement rechercher sur Google.

#10 brianb11213

Cela soulève une possibilité intéressante de détecter des exoplanètes qui ne transitent pas, car la quantité de lumière qu'elles ajouteraient varierait autour de l'orbite en fonction de la phase.

Idée intéressante mais je pense que l'amplitude de la variation de lumière serait impossible même sans l'atmosphère pour gâcher les choses.

Que diriez-vous de prendre un spectrographe à très haute résolution en espérant voir une faible ligne (lumière réfléchie) se déplacer d'un côté à l'autre de la ligne principale en fonction de la vitesse radiale de la planète ? Même une asymétrie périodique dans les lignes ferait l'affaire.

#11 btieman

Cela soulève une possibilité intéressante de détecter des exoplanètes qui ne transitent pas, car la quantité de lumière qu'elles ajouteraient varierait autour de l'orbite en fonction de la phase.

Idée intéressante mais je pense que l'amplitude de la variation de lumière serait impossible même sans l'atmosphère pour gâcher les choses.

Que diriez-vous de prendre un spectrographe à très haute résolution en espérant voir une faible ligne (lumière réfléchie) se déplacer d'un côté à l'autre de la ligne principale en fonction de la vitesse radiale de la planète ? Même une asymétrie périodique dans les lignes ferait l'affaire.

#12

Cela soulève une possibilité intéressante de détecter des exoplanètes qui ne transitent pas, car la quantité de lumière qu'elles ajouteraient varierait autour de l'orbite en fonction de la phase.

Idée intéressante mais je pense que l'amplitude de la variation de lumière serait impossible même sans l'atmosphère pour gâcher les choses.

Que diriez-vous de prendre un spectrographe à très haute résolution en espérant voir une faible ligne (lumière réfléchie) se déplacer d'un côté à l'autre de la ligne principale en fonction de la vitesse radiale de la planète ? Même une asymétrie périodique dans les lignes ferait l'affaire.


Non, ils mesurent juste les vitesses radiales simples de l'étoile.


Microlentille gravitationnelle

La microlentille a été proposée pour la première fois par Einstein dans les années 1930 et est particulièrement utile pour découvrir des exoplanètes de faible masse en orbite autour d'étoiles près du centre de notre galaxie. La technique sera utilisée par le prochain télescope romain Nancy Grace, dont le lancement est prévu au milieu des années 2020.

Il fonctionne sur la base du principe que la masse courbe l'espace-temps, de sorte que la lumière d'une étoile éloignée est amplifiée et illuminée par l'attraction gravitationnelle d'une étoile plus proche en orbite devant elle, telle qu'observée depuis la Terre.

L'étoile d'arrière-plan peut en fait sembler être jusqu'à 1 000 fois plus lumineuse qu'elle ne l'est réellement. Les variations de cette luminosité peuvent indiquer s'il y a une planète en orbite autour de cette étoile "lentille" plus proche.

Cette méthode est sensiblement la même que la lentille gravitationnelle, mais à une plus petite échelle.


Aller plus loin

Pour en savoir plus sur certaines exoplanètes inhabituelles, consultez le Top 10 des exoplanètes de Scientific American, maintenez vos applications d'exoplanètes à jour et regardez l'actualité scientifique au fur et à mesure que de nouvelles découvertes sont annoncées.

Si vous souhaitez aider à la recherche d'exoplanètes, vous pouvez vous inscrire au programme Planet Hunters géré par l'Université de Yale. Après un bref exercice d'entraînement, le portail en ligne affichera des courbes de lumière que vous pourrez étiqueter avec toutes les immersions d'exoplanètes que vous pourriez trouver. Vos réponses sont comparées à celles d'autres personnes et, si un consensus est atteint, l'étoile sera signalée pour une analyse professionnelle. C'est amusant, et vous contribuez à la vraie science.

Il y a beaucoup plus à venir dans les futures éditions d'astronomie mobile, y compris des critiques d'astro-gadgets, des photographies avancées sur smartphone et des chroniques sur l'utilisation d'applications pour enseigner l'astronomie. Envoyez-moi aussi vos idées. D'ici là, continuez de chercher !

Note de l'éditeur: Chris Vaughan est un spécialiste de la sensibilisation et de l'éducation du public en astronomie et opérateur du télescope historique de l'observatoire David Dunlap de 1,88 mètre. Vous pouvez le joindre par e-mail et le suivre sur Twitter en tant que @astrogeoguy, ainsi que sur Facebook et Tumblr.