La difficulté de la détection directe des planètes extrasolaires est liée d'abord à la faiblesse de leur éclat vis- à-vis de celui de leur étoile.
Dans le domaine visible, ces planètes réfléchissent une partie de la lumière qu'elles reçoivent de leur étoile. Elles émettent aussi une lumière propre qui, compte-tenu de leur température, se trouve essentiellement dans l'infrarouge. L'émission infrarouge est d'autant plus intense que les planètes sont proches de leur étoile et donc chaudes. Cependant, même les planètes les plus chaudes comme 51 Pegasi b, restent de l'ordre de 10 000 fois plus faibles que leur étoile en infrarouge.

En même temps, plus la planète est proche de son étoile et plus elle est difficile à distinguer de cette dernière à la distance d'un observateur terrestre. Séparer l'une de l'autre - on dit résoudre le système - nécessite l'utilisation d'un instrument avec un fort pouvoir séparateur ou résolution angulaire.

1 . La résolution angulaire théorique d'un télescope est donnée par le rapport entre la longueur d'onde et le diamètre du miroir primaire du télescope. Par exemple, un télescope de 10 m dans le proche infrarouge (2,2 µm) a une résolution théorique de 45 millisecondes d'angle (mas). C'est insuffisant pour résoudre le système de 51 Pegasi dont la séparation est de l'ordre de 3 millisecondes d'angle.

Résolution angulaire d’un télescope R = /D ~45 mas diamètre D = 10 m , longueur d'onde = 2,2 µm

2 . Un interféromètre à deux télescopes possède une résolution angulaire égale au rapport entre la longueur d'onde et l'écartement entre les deux télescopes. Il faut un écartement - on dit "une base" - de 150 m pour atteindre une résolution angulaire suffisante pour résoudre le système étoile-planète dans le proche infrarouge

Vu depuis la Terre à 50 années-lumière (d), le rayon de l'orbite de 51 Pegasi b, 0,05 UA (a), se transforme en une séparation angulaire de 3 mas ().

Un interféromètre constitué de seulement deux télescopes ne forme pas d'image. Son fonctionnement est assez différent d'un télescope classique. Pour chaque position du couple de télescopes, le contraste des franges d'interférence donne accès à la mesure d'un point de la transformée de Fourier à deux dimensions (TF) de l'image classique de l'objet étudié (la transformée de Fourier est une transformation mathématique qui met en évidence les différentes échelles spatiales de l'image).
Avec seulement deux télescopes, il n'est pas raisonnable en pratique de reconstituer une image.
En revanche, avec un bon a priori sur ce que l'on regarde, par exemple sachant que l'objet visé est une étoile seule ou une étoile suspectée d'avoir un compagnon, on peut déduire des informations quantitatives des mesures.

Notons V la TF de l'image, et (u,v) les coordonnées d'un point dans le plan de Fourier.

La modulation à l'intérieur de la figure d'Airy est la signature d'un compagnon. Plus ce dernier est faible par rapport à l'étoile principale, plus la signature est estompée. Les systèmes étoile-planète requièrent une haute précision.

Sur quelques mesures isolées, il est impossible de détecter la modulation cherchée.
En revanche, si on s'intéresse à des étoiles autour desquelles on a déjà détecté une planète par spectroscopie des vitesses radiales, la position de la planète sur son orbite peut être déterminée à une date donnée avec une très grande précision. C'est ce qu'on appelle une éphéméride.
La connaissance de l'éphéméride permet de recaler précisément toutes les observations interférométriques. Un traitement efficace peut alors être appliqué aux mesures pour en déduire la forme de l'orbite et sa position dans l'espace, ainsi que l'éclat de la planète.

On utilise l'éphéméride = (t) obtenue par vélocimétrie radiale pour phaser les mesures interférométriques.

pour en savoir plus, voir l'article ( fichier Acrobat )	Full characterization of binary systems with a high dynamic range
Contacts	Vincent Coudé du Foresto, Pascal Bordé