La détection directe consiste à prendre une image du système planétaire, où la planète apparaît comme un point. 

La première détection a été effectuée par l'équipe de l'astronome Français Gaël Chauvin en 2004, grâce à l'instrument NaCo du Very Large Telescope de l'Observatoire Européen Austral, au Chili. Cette première planète imagée est une jeune planète géante gazeuse qui orbite autour de la naine brune 2M1207.

Première image d'une exoplanète, autour de 2M1207, la planète est la tache rouge-orangé. (Chauvin et al. 2004)

Pour être détectée en imagerie, une planète doit être lumineuse et éloignée de l'étoile. Contrairement aux méthodes indirecte, l'imagerie ne nécessite pas un suivi sur plusieurs périodes de rotation de la planète. Par contre, pour confirmer une détection en imagerie directe, il faut vérifier que la source lumineuse est liée à l'étoile. On prend donc au moins deux images séparées de plusieurs mois (en fonction de l'amplitude du mouvement propre de l'étoile) pour voir si le déplacement de la planète correspond bien à un objet sur une orbite keplérienne.

 

Le rapport de flux planète/étoile est extrêmement faible. Comme par ailleurs la planète est, vue par l'observateur, très proche de son étoile, ce dernier est "ébloui" par l'étoile au détriment de la planète.

La réponse à cet inconvénient consiste à amoindrir fortement le flux de l'étoile sans amoindrir celui de la planète. Il y a pour cela deux techniques : la coronographie et l'extinction interférométrique de l'étoile.

• Coronographie :

Cette technique consiste, de façon simplifiée, à cacher l'étoile par une pastille (masque coronographique) dans le plan de l'image (sans cacher la planète).

• Extinction interférométrique : 

On peut aussi amoindrir le flux d'une étoile dans un interféromètre constitué d'au moins 2 miroirs. On fait interférer "négativement" le flux stellaire passant par l'un des miroirs avec celui passant par un autre miroir. Cette interférence destructive éteint l'étoile. On peut arranger la configuration de l'interféromètre pour que le flux issu de la planète ne soit pas éteint. En effet, comme les rayons lumineux issus de la planète viennent d'une direction légèrement différente de celle de l'étoile, le chemin parcouru par ces rayons n'est pas le même.

 

Cette technique a permis de découvrir à ce jour 

 

Avantages	Inconvénients
permet d'étudier la lumière de la planète (température), son spectre (composition) permet d'étudier des planètes loin de l'étoile	ne donne pas d'information sur la masse et le rayon de la planète ne permet pas d'étudier les planètes proches de leur étoile