Il s'agit d'une question large et trop large pour que je puisse y répondre de manière globale. Il doit être décomposé en méthodes doppler, transits et imagerie directe; et c'est avant de passer aux questions de détection des ceintures de Kuiper, des émissions radio, etc.
Je m'en tiendrai pour l'instant à ce que je sais sur la détection des planètes à l'aide de la technique de l'oscillation doppler.
Technique Doppler
m2m1ePi
(2πGP)1/3m2sinim2/31(1−e2)−1/2.
i=90∘i=83∘M≃1.1M⊙
Les résultats sont
Planète | Semi-amplitude RV (m / s)
8.3×10−3
8.1×10−2
8.4×10−2
7.5×10−3
11.7
2.6
0.28
0.26
0.51±0.04m / s, et certains spectrographes, notamment les instruments HARPS, fournissent régulièrement une précision inférieure à 1 m / s. Ainsi Jupiter et Saturne seraient détectables, Uranus et Neptune sont à la limite de la détectabilité (rappelez-vous que vous pouvez faire la moyenne de nombreuses observations RV), mais les planètes terrestres ne seraient pas trouvées (les détections de la Terre nécessiteraient des précisions inférieures à 10 cm / s. également que les signaux les plus faibles devraient être déterrés des signaux plus importants en raison des planètes semblables à Jupiter et à Saturne.
∼5
Une image qui illustre la situation peut être obtenue sur le site Web exoplanets.org, auquel j'ai ajouté des lignes qui rappellent où les semi-amplitudes RV seraient pour une précision de 10 m / s et 1 m / s (en supposant la masse Alpha Cen A et orbites circulaires). J'ai marqué sur la Terre, Jupiter et Saturne. Notez que peu d'objets ont été découverts en dessous de la ligne 1 m / s. Notez également le manque de planètes entre les lignes de 1 et 10 m / s avec des périodes plus longues que quelques années - la récente augmentation de la sensibilité n'a pas encore traversé des découvertes d'exoplanètes de masse et de période plus longues.
En conclusion: seul Jupiter aurait été trouvé jusqu'à présent par la technique Doppler.
Techniques de transit
J'ajouterai également quelques commentaires sur la technique de transit. La détection de transit ne fonctionnera que si les exoplanètes orbitent de telle sorte qu'elles traversent devant l'étoile. Des inclinaisons élevées sont donc obligatoires. Quelqu'un qui est meilleur en trigonométrie sphérique devrait utiliser les données publiées pour le système solaire pour déterminer combien (et quelles) planètes transitent dans une orientation hautement optimale. Étant donné que les planètes ont des inclinaisons orbitales avec une dispersion de quelques degrés, une trigonométrie simple et une comparaison avec le rayon solaire vous indiquent que ces orbites ne transitent généralement pas toutes pour un angle de vue particulier. En effet, un certain nombre de systèmes de transit multiples découverts par Kepler sont beaucoup plus "plats" que le système solaire.
Le satellite Kepler est / était capable de détecter de très petites planètes en transit grâce à sa très haute précision photométrique (le pendage du flux est proportionnel à la racine carrée du rayon de l'exoplanète). La photo ci-dessous, présentée par l'équipe de la NASA Kepler (légèrement obsolète maintenant), montre que des candidats planétaires ont été découverts à la taille de Mars. Cependant, ceux-ci ont tendance à être sur des orbites à courte période car un signal de transit doit être vu un certain nombre de fois, et Kepler étudie cette parcelle de ciel pendant environ 2,5 ans (lorsque ce tracé a été produit).
Donc de ce point de vue, peut-être que Vénus aurait été vue, mais aucune des autres planètes n'a pu être confirmée.
Cependant, il y a une ride. Alpha Cen A est beaucoup trop brillant pour ce genre d'études et bien plus brillant que les étoiles Kepler. Il faudrait construire un instrument ou un télescope spécial pour rechercher des transits autour d'étoiles très brillantes. Une partie de ce travail a été effectuée par des levés au sol (principalement pour trouver des Jupiters chauds). Un nouveau satellite appelé TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite, lancé en avril 2018) est une mission de deux ans, axée sur la recherche de petites planètes (de la taille de la Terre et plus grandes) autour d'étoiles brillantes. Cependant, la plupart de ses cibles (y compris Alpha Cen) ne sont observées que pendant un à deux mois, de sorte que seules les parties internes de leurs systèmes planétaires seront sondées.