Le télescope spatial Kepler détecte les planètes en fonction de la baisse de luminosité provoquée par les planètes passant devant l'étoile.
Cela ne signifierait-il pas qu'il existe une quantité inconnue de planètes qui ont une orbite qui ne serait pas détectée parce que leurs orbites ne croisent pas ce chemin entre l'étoile et le télescope?
Réponses:
C'est vrai. L'inclinaison du plan orbital autour des étoiles est considérée comme aléatoire dans toute la galaxie, donc les planètes que nous pouvons détecter par la méthode de transit ne sont qu'une infime fraction des planètes que nous devrions attendre dans notre voisinage stellaire.
La méthode de transit ne permet la détection planétaire que lorsque la ligne de vue de la Terre au système est contenue, ou presque contenue, dans le plan orbital de la planète. Cela signifie que seule une petite plage d'inclinaisons orbitales sur chaque étoile est bonne pour la détection.
Pourquoi ai-je dit presque? Parce qu'il y a une gamme d'inclinaisons qui donneraient encore un transit. Cette plage n'est pas fixe et dépend de la distance de la planète à son étoile hôte. Comme vous pouvez le voir sur ce schéma:
La planète A est plus proche de l'étoile et crée ainsi une ombre plus large. Si un observateur est situé dans cette région ombragée très loin, il peut détecter la planète A. La planète B est à la place plus éloignée de l'étoile et donc son ombre est plus étroite. Il est intéressant de noter que même si les deux planètes partagent ici le même plan orbital, il existe des endroits d'où vous ne détecteriez que la planète A et ne détecteriez jamais la planète B (voir les flèches vertes). C'est la raison pour laquelle nous avons un parti pris pour les planètes en orbite plus près de leur étoile.
Cet effet est en fait assez fort: considérons notre système solaire d'un point de vue exoplanétaire. Si vous étiez situé dans une étoile aléatoire dans le ciel, quelles sont les chances que vous aperceviez un transit terrestre? Eh bien, il s'avère qu'il est beaucoup plus probable de détecter un transit de Mercure, même si Mercure est la plus petite planète, simplement en raison de sa proximité avec le Soleil. Un article récent a montré ce diagramme des régions du ciel où certains habitants extraterrestres repèreraient un transit pour chacune de nos planètes:
, comme référence) et en raison de petites différences d'inclinaisons orbitales, il n'y a pas de place dans tout le ciel à partir de laquelle un extraterrestre pourrait détecter simultanément plus de quatre de nos planètes par la méthode du transit. Aucun endroit dans l'univers où toutes les planètes du système solaire seraient détectables.
Cette relation impose plusieurs biais d'observation. Nous pouvons voir des exoplanètes qui sont grandes et plus proches de leur étoile, mais nous ne pouvons pas voir des planètes plus petites et plus éloignées. C'est la raison pour laquelle les premières exoplanètes détectées sont les soi-disant Jupiters chauds : des planètes géantes beaucoup plus proches de leurs étoiles que Mercure n'est du Soleil. Ce diagramme montre toutes les détections d'exoplanètes tracées sur la taille en fonction de la distance orbitale:
Comme vous pouvez le voir, les petites planètes ne sont détectables que si elles ont de très petites orbites autour de leurs étoiles. Nous n'avons pas encore trouvé une planète de la taille de la Terre (assez petite) et avec une période orbitale de 365 jours (1 distance AU) en utilisant la méthode de transit. Il n'y a aucune raison de penser que cela est représentatif de la population globale des planètes. La région noire de l'intrigue est probablement remplie de points, mais nos instruments ne peuvent pas encore détecter cette région.
La vérité est que ce nombre est trop petit, car Kepler a plusieurs autres biais. Par exemple, Kepler n'a confirmé les planètes qu'après la détection de trois transits. Étant donné que la mission Kepler a duré quatre ans et quatre mois, nous pouvons dire que dans le meilleur des cas, Kepler a pu détecter une planète avec une période orbitale aussi longue que deux ans et deux mois, mais ce n'est même pas le cas puisque pour cela pour arriver un transit aurait dû être détecté juste au début de la mission, à mi-chemin et à la fin exacte de celle-ci, et cette coïncidence ne s'est pas produite. Ainsi Kepler n'a eu aucune chance de découvrir une planète avec des périodes de plus de deux ans (assez pour la Terre, mais pas assez pour notre Jupiter par exemple) même si l'inclinaison orbitale correspondait parfaitement au transit. Vous pouvez donc vous attendre à plus de transits possibles que ceux réellement représentés par le télescope Kepler.
Ce type de raisonnement a été élargi. Nous avons beaucoup de difficultés à les détecter, mais si vous modélisez mathématiquement cette difficulté et les biais correspondants associés aux instruments connus et que vous supposez des configurations aléatoires, vous pouvez voir que chaque découverte donne une signification statistique à la quantité de planètes possibles qui sont vraiment là-bas. . Il y a tellement de détections maintenant que nous pouvons enfin établir avec une certitude statistique qu'il y a plus de planètes que d'étoiles dans notre galaxie (même si nous avons sondé une fraction infinitésimale de la population entière), même si c'était quelque chose que l'on pouvait s'attendre à ce que nous ayons maintenant une preuve solide de cela grâce à Kepler. Cela signifie qu'il pourrait y avoir environ un billion ou plus de plantes juste dans la voie lactée. Maintenant, nous sommes également en mesure d'établir des contraintes statistiques sur l'occurrence de planètes semblables à la Terre (en orbite dans la zone habitable de leur étoile semblable au soleil) grâce à Kepler. Il y a probablement environ 11 milliards de planètes dans notre galaxie avec ces spécifications .
TL; DR
Il y a beaucoup plus de planètes que celles que nous pouvons détecter par la méthode du transit, entre 10 et 100 fois plus selon la taille et la période orbitale de la planète que vous recherchez.
Oui.
est le rayon de l'orbite planétaire.
planètes en réalité.
et où le rayon planétaire est beaucoup plus petit que le rayon stellaire. Des expressions beaucoup plus compliquées sont nécessaires (et bien sûr utilisées) dans les analyses de population de la planète.
est maintenant le demi-grand axe de l'orbite.
est le rayon de la planète.
Le dernier élément de détail qui ne peut pas être saisi par une simple équation sont les chances de capturer le transit en raison de la cadence ou du cycle de service limités des observations.
Même pour une mission comme Kepler, il y a une limite lorsque la durée du transit ne peut couvrir qu'un ou deux points d'observation, et il devient difficile de discerner un transit. Idem bien sûr si la durée de la mission ne couvre qu'un seul transit afin que la nature planétaire ne puisse être confirmée.
, où les planètes ont des périodes orbitales plus longues et des transits plus courts.
Enfin, vous devez prendre en compte le rapport signal / bruit des observations. De plus petites planètes autour d'étoiles plus faibles produisent des signaux de transit qui sont plus difficiles à détecter.
Ces problèmes ne peuvent (et ne sont) résolus qu'en faisant des simulations des données d'observation.