Exoplanète : définition et méthodes de détection

En 2018, l'Union astronomique internationale a tranché une question que les astronomes se posaient depuis les premières détections : où s'arrête une planète, où commence une naine brune ? Depuis cette définition, le compteur n'a cessé de tourner. Le 20 août 2026, la NASA Exoplanet Archive affichait 6 354 exoplanètes confirmées ; un chiffre qui continue de grimper chaque semaine, ce qui rend toute date de relevé indispensable pour ne pas le figer dans un faux présent. Ce serait trop simple de croire que cette masse de découvertes repose sur une seule technique : elle vient de cinq méthodes principales, chacune avec sa physique, son biais et sa part propre dans le total.

Une exoplanète est, selon la définition de l'Union astronomique internationale amendée en 2018, un objet de masse vraie inférieure à 13 masses de Jupiter (le seuil de fusion du deutérium) qui orbite une étoile, une naine brune ou un reste stellaire ; les planètes flottantes, sans étoile hôte, en sont exclues par ce seul critère d'orbite. Sur les 6 354 exoplanètes confirmées au 20 août 2026, la méthode du transit en a livré 4 688, la vitesse radiale 1 200, la microlentille gravitationnelle 283, l'imagerie directe 98 et l'astrométrie 6, selon la NASA Exoplanet Archive.

Le Working Group on Exoplanetary System Nomenclature de l'UAI a fixé, en 2018, la définition qui fait aujourd'hui référence : un objet dont la masse vraie reste sous la limite de fusion thermonucléaire du deutérium, calculée à 13 masses de Jupiter pour une métallicité solaire, et qui orbite une étoile, une naine brune ou un reste stellaire, avec un rapport de masse sous le seuil d'instabilité L4/L5. Chaque terme compte. Le premier trace la frontière avec les naines brunes, ces astres dont la masse franchit le seuil de fusion du deutérium quand celle d'une planète reste en dessous ; cette frontière à 13 masses joviennes reste disputée parmi les astrophysiciens, qui discutent encore de sa pertinence physique. Le second exclut, de fait, les planètes flottantes : ces objets sans étoile hôte, errant seuls dans la galaxie, ne répondent à aucun des trois compagnons centraux listés par l'UAI. Elles peuvent ressembler à des planètes par leur masse ; elles n'en sont pas, au sens de cette définition, faute d'orbite.

Cette rigueur définitionnelle n'a rien d'un exercice académique. Elle conditionne ce qui entre, ou non, dans le compteur des 6 354. Et ce compteur, justement, ne doit jamais s'écrire nu : il vaut au 20 août 2026, il grossit en continu, et le republier sans sa date reviendrait à afficher un chiffre déjà faux.

C'est là que la physique devient concrète. Une étoile est à des années-lumière, sa planète minuscule et noyée dans son éclat ; il a fallu quatre approches indirectes, et une directe rarissime, pour construire ce catalogue.

Le transit : la méthode qui a livré les trois quarts des découvertes#

Quand une planète passe devant son étoile, vue depuis la Terre, elle réduit d'une fraction mesurable la luminosité de l'étoile hôte, selon le CNES. Cette diminution périodique, captée par des télescopes comme Kepler ou TESS, a permis de détecter environ les trois quarts des exoplanètes connues, toujours selon le CNES. La méthode livre le rayon de la planète, via la profondeur du transit, et la taille de l'orbite, calculée à partir de la période et de la masse de l'étoile.

C'est la méthode qui a mis au jour K2-315b, cette exoplanète dont l'orbite dure 3,14 jours, et c'est encore le transit qui a permis au JWST de cartographier le climat de TRAPPIST-1 b et c, une fois les deux planètes repérées puis observées lors de leurs passages successifs devant leur étoile.

La vitesse radiale : une masse minimale, jamais la masse réelle#

Une planète ne tourne pas seule autour de son étoile ; les deux orbitent autour d'un centre de gravité commun, légèrement décalé du centre de l'étoile elle-même. Ce décalage fait "vaciller" l'étoile, un mouvement que l'effet Doppler rend mesurable sur son spectre, explique l'ESA. C'est ce principe qui a livré 51 Pegasi b, l'exemple que la NASA cite pour illustrer le biais de la méthode : elle favorise les planètes massives proches de leur étoile, qui produisent le plus grand signal.

Voici le point que le grand public rate le plus souvent, et que la vulgarisation courante ne prend jamais la peine d'expliciter : la vitesse radiale ne mesure pas la masse d'une planète, elle mesure une masse minimale, notée m sin i. The Planetary Society le formule sans détour : la méthode ne peut pas déterminer précisément la masse d'une planète lointaine, seulement en estimer le minimum. La raison tient à un angle qu'on ne connaît presque jamais, l'inclinaison orbitale du système par rapport à la ligne de visée. Si ce système est vu presque de face, la masse réelle de la planète peut être bien supérieure à cette estimation minimale ; certains objets détectés par vitesse radiale pourraient même être trop massifs pour être de véritables planètes. Un chiffre annoncé comme "la masse" d'une exoplanète trouvée par vitesse radiale mérite, à ce titre, qu'on lise la ligne d'à côté.

L'imagerie directe : capter une lumière un million de fois plus faible#

Photographier une exoplanète suppose de séparer sa lumière propre, réfléchie ou émise, de celle de son étoile hôte, plus d'un million de fois plus intense, selon l'ESA. La méthode favorise donc les planètes jeunes, massives, encore chaudes de leur formation et situées loin de leur étoile ; elle mesure la séparation angulaire et le spectre de la planète, la masse et l'âge restant estimés via des modèles d'évolution plutôt que mesurés directement.

C'est le terrain d'une instrumentation de pointe, comme les masques à vortex optique, une technique de coronographie conçue précisément pour repousser cette limite d'un million et rendre visibles des exoplanètes de plus en plus proches de leur étoile ; c'est aussi cette approche qui a livré l'exoplanète la plus légère jamais imagée directement, autour de TWA 7.

La microlentille gravitationnelle : un évènement qui ne se répète jamais#

Fondée sur la relativité générale, cette méthode observe une étoile-lentille au premier plan courber et amplifier transitoirement la lumière d'une étoile source en arrière-plan. Si la lentille porte une planète, un pic supplémentaire, bref, apparaît dans une courbe de lumière qui serait sinon lisse, selon l'ESA. La méthode est extrêmement sensible, capable de détecter de très petites planètes, mais chaque évènement est unique : il ne se reproduira jamais, ce qui exclut tout suivi ultérieur du même système.

L'astrométrie : la méthode la plus rare#

Avec seulement 6 exoplanètes confirmées à son actif, l'astrométrie reste la plus discrète des cinq. Elle mesure le déplacement de l'étoile sur le ciel plutôt que sa vitesse radiale : la regarder par-dessus plutôt que de côté, en somme. L'ESA écrit attendre de sa mission Gaia la détection de plusieurs dizaines de milliers d'exoplanètes jusqu'à 500 parsecs du Soleil, soit environ 1 600 années-lumière, par cette technique astrométrique ; c'est une attente affichée par l'agence, pas un résultat acquis.

Ces cinq chiffres sont relevés dans les tableaux de comptage par méthode de la NASA Exoplanet Archive. Ils totalisent 6 275, et non 6 354 : les 79 exoplanètes qui manquent à l'appel ont été trouvées par six méthodes bien plus marginales, de la variation du temps de transit au chronométrage de pulsars, chacune sous la barre des cinquante détections. L'archive recense onze méthodes en tout, dont les cinq du tableau ci-dessus concentrent près de 99 % des découvertes.

Paradoxalement, c'est le transit, la méthode la plus indirecte des cinq (elle ne mesure jamais la planète elle-même, seulement l'ombre qu'elle porte sur son étoile), qui a produit l'écrasante majorité du catalogue. L'imagerie directe, la seule à capter réellement de la lumière venue de la planète, n'en a livré que 98 : la méthode la plus intuitive se retrouve reléguée en bas du classement.

J'hésite encore à trancher si la limite de 13 masses joviennes de l'UAI relève d'une convention pratique ou d'une frontière physique réelle ; les deux lectures se défendent, et la communauté elle-même reste partagée sur ce point, comme le montre le cas de 29 Cygni b, dont le JWST a dû trancher s'il s'agissait d'une planète ou d'une naine brune. Ce qui est certain, c'est que cette limite structure tout le comptage : sans elle, où s'arrêterait le catalogue ?

Qu'est-ce qu'une exoplanète selon l'UAI ?#

Un objet dont la masse vraie reste sous la limite de fusion du deutérium, actuellement calculée à 13 masses de Jupiter pour une métallicité solaire, et qui orbite une étoile, une naine brune ou un reste stellaire. Cette définition, amendée par le Working Group on Exoplanetary System Nomenclature en 2018, exclut de fait les planètes flottantes, qui n'ont aucun compagnon central.

Combien d'exoplanètes ont été confirmées à ce jour ?#

6 354, selon la NASA Exoplanet Archive, au 20 août 2026. Ce total augmente en continu à mesure que de nouvelles détections sont confirmées ; toute réutilisation de ce chiffre doit conserver sa date de relevé.

Quelle méthode a détecté le plus d'exoplanètes ?#

Le transit, avec 4 688 exoplanètes confirmées au 20 août 2026, soit environ les trois quarts du catalogue total selon le CNES. Vient ensuite la vitesse radiale, avec 1 200 exoplanètes.

La vitesse radiale donne-t-elle la masse réelle d'une exoplanète ?#

Non, seulement une masse minimale, notée m sin i, faute de connaître l'inclinaison orbitale exacte du système. Selon The Planetary Society, la masse réelle peut être bien supérieure à cette estimation si le système est vu presque de face, au point que certains objets détectés pourraient être trop massifs pour être de véritables planètes.

Les planètes flottantes sont-elles des exoplanètes ?#

Non, pas au sens de la définition de l'UAI. Ces objets errent sans orbiter aucune étoile, naine brune ou reste stellaire, ce qui les exclut du critère d'orbite posé par le Working Group on Exoplanetary System Nomenclature en 2018.

Image de couverture : vue d'artiste d'une exoplanète géante et de son disque de débris, NASA/JPL-Caltech (PIA22082, domaine public).

• The IAU Working Definition of an Exoplanet, consulté le 28 août 2026
• NASA Exoplanet Archive, consulté le 28 août 2026
• NASA Exoplanet Archive, comptage détaillé par méthode de détection, consulté le 28 août 2026
• Détection des exoplanètes, ESA Science & Technology, consulté le 28 août 2026
• How We Find and Characterize Exoplanets, NASA Science, consulté le 28 août 2026
• CHEOPS, en détails, CNES, consulté le 28 août 2026
• Color-Shifting Stars: The Radial-Velocity Method, The Planetary Society, consulté le 28 août 2026