ci dessus, observation d'une naine brune, planète de masse supérieur aux exoplanètes. Celle-ci porte le petit nom de 2MASSWJ1207334-393254

Les exoplanètes sont des planètes extrasolaires (tournant autour d'une autre étoile que le soleil) d'une masse inférieur à 13 fois celle de Jupiter, possédant des caractéristiques de température, de pression, de composition identiques à celle de la terre ainsi que la présence d'une atmosphère et d'eau liquide. Elles sont donc des lieux privilégiés d'apparition de la vie. La première exoplanète a été découverte en 1995 et à cette heure (2004), 133 exoplanètes ont été découvertes dans 98 systèmes stellaire et 10 nouvelles exoplanètes sont découvertes chaque année; la plus proche du Soleil se situe à 8 années-lumière (Lalande 21185) et la plus éloignée à 17000 années-lumière (OGLE-235/MOA-53).

La probabilité de découvrir une exoplanète abritant une vie développé est déterminable par l'équation de Drake-Sagan : N=R x fg x fp x ne x fl x fi x fa x L R représente le taux moyen de formation d'étoiles dans la galaxie, fg est le pourcentage d'étoiles similaires au soleil, fp est le pourcentage de ces étoiles ayant des planètes en orbite, ne est le nombre de planètes telluriques a réception énergétique stellaire proche de celle de la Terre, fl la fraction de ces planètes où la vie est apparue, fi est la fraction de ces planètes où la vie est devenue intelligente, fa est la fraction des civilisations qui ont développé des technologies avancées et L est la longévité moyenne d'une civilisation. Cependant le choix de ces valeurs est discutable du fait que certaines de celles-ci ne sont pas précisément connues. L'estimation du nombre de civilisations technologiques de notre galaxie varie de 1 à 109

Plusieurs processus sont utilisés pour détecter de telles planètes : la détection photométrique, les perturbations dynamiques, l'imagerie directe et les effets de microlentilles. Cependant, toutes ses méthodes sont d'une actualité limitée par la vitesse de la lumière et il se peut ainsi que la vie existe sur ces planètes sans que l'on puisse le voir avant quelques milliers d'années.

La détection photométrique consiste à observer les variations de lumière d'une étoile. En effet, lorsque une planète s'interpose entre l'observateur et l'étoile, la luminosité de l'étoile diminue. On peut ainsi connaître le volume de cette planète : une baisse de 1% est observé lorsque cette planète est semblable à Jupiter et seulement 1/100 000e pour une planète tellurique.

L'étude des effets des microlentilles est comparable la détection photométrique car elle consiste a observer les variations de lumière d'une étoile aussi mais les variations issues de l'interposition d'une étoile ou d'une galaxie entre l'observateur et une étoile lointaine. Cette variation est en fait fixe en fonction de l'étoile ou de la galaxie interposée. Cependant, si l'étoile est accompagnée d'une planète, un second phénomène de lentille, plus bref, se produira. Actuellement, le suivi de 35 millions d'étoiles, sur 8 ans, pourrait permettre de détecter une centaine de planètes géantes et une dizaine de planètes telluriques.

La méthode des perturbations dynamiques consiste à observer les modifications de trajectoire d'une étoile d'un système autour du centre d'inertie de celui-ci. En effet, les étoiles tournent autour du centre d'inertie de leur système et cette rotation peut se trouver modifier par les planètes gravitant autour d'elle (d'après la loi de Gravitation).Cette étude permet d'en déduire les caractéristiques des planètes influant sur ce mouvement, cependant il y a une contrainte : les seules planètes pouvant être mise en évidence de cette façon doivent avoir une masse supérieure ou égale à Jupiter et être situées à moins de 2 UA (unité astronomique) de leur étoile.

L'imagerie directe est le processus que chacun utilise lorsqu'il observe le ciel à travers son télescope. Cependant, le manque de puissance des télescopes actuels ne permet pas l'observation de planètes extrasolaires, même dans le système le plus proche de nous. Ceci est dû à la trop forte luminosité de l'étoile proche et à la trop faible distance entre cette étoile et les planètes qui réduit la séparation angulaire que nous percevons. Une des solutions est d'éclipser artificiellement l'étoile mais n'éclipse en fait qu'une faible partie de la luminosité et permet donc d'observer les planètes les plus lointaines. L'autre méthode consiste à augmenter la résolution angulaire en plaçant à différents endroits de la Terre, des télescopes orientés vers une même région du ciel.

Sources : exobio.chez.tiscali.fr