Soutenance mémoire
La recherche de planètes extrasolaires permet de comprendre les mécanismes de la formation des systèmes planétaires et de mettre notre système solaire en perspective. Au-delà du problème astrophysique, cette recherche est un pas vers la compréhension de la vie. Depuis qu’il est communément admis que le Soleil est une étoile ordinaire comparable à de nombreuses autres dans la Galaxie, il est tout à fait acceptable que des planètes soient présentes autour de ces étoiles. Maintenant que nous détectons des planètes, on peut alors se demander si celles aux conditions physico-chimiques comparables à la Terre sont courantes et si l’émergence de la vie est un phénomène d’évolution ordinaire de la chimie.
Première exoplanète et progrès techniques en spectroscopie Doppler
En 1995, Mayor & Queloz (1995) annoncent la première exoplanète autour d’une étoile de type solaire, 51Pegb, à partir de mesures effectuées avec le spectrographe de hauteprécision ELODIE (Baranne et al. 1996) installé au télescope de 1m93 de l’Observatoire de Haute-Provence (OHP). Ce spectrographe est dans la continuité d’instruments comme CORAVEL destinés l’étude en spectroscopie Doppler des étoiles binaires, qui, gagnant en précision, ont permis d’atteindre le domaine des masses planétaires. Contre toute attente 51 Pegb est une planète massive de 0.5 MJup orbitant en 4.2 jours autour de son étoile. Cette planète est la première détection d’une série de « Jupiters chauds », nom donné à ces exoplanètes gazeuses de la masse du même ordre de grandeur que Jupiter, orbitant à moins de 0.1 unités astronomiques (UA) de leurs étoiles et donc fortement irradiées. Peu de temps après, Marcy et Butler confirment la détection de ce type d’objet (Marcy & Butler 1996 ; Butler & Marcy 1996). Précédemment, par spectroscopie Doppler, Latham et al. (1989) avaient annoncé un objet substellaire de 11.02 MJup avec une orbite de 84 jours. La découverte de ces premières planètes a d’une part apporté la preuve de l’existence des planètes extrasolaires et, d’autre part, révélé une diversité inattendue de la part des systèmes planétaires de notre Galaxie.
Depuis, la précision des mesures de vitesses radiales n’a cessé de s’améliorer et a conduit à la détection de vrais Jupiters (e.g. Wright et al. 2008), de Neptunes chauds (e.g. Bakos et al. 2010), de super-Terres (e.g. Queloz et al. 2009) ; ces dénominations s’attachant plutôt à distinguer des compositions différentes.
Méthodes de détection
La spectroscopie Doppler détecte une exoplanète en mesurant l’orbite de l’étoile-hôte autour du centre de masse du système planétaire. Pour cela, on mesure les variations périodiques de la vitesse radiale de l’étoile, c’est-à-dire de sa vitesse projetée le long de la ligne de visée ; la vitesse étant mesurable par l’effet Doppler qui décale les longueurs d’onde observées des raies stellaires. Cette méthode permet de mesurer la masse minimale du compagnon stellaire, le Mpsin i, avec i l’inclinaison du système par rapport à la ligne de visée. D’autres méthodes contribuent à notre connaissance des planètes extrasolaires en explorant d’autres espaces de paramètres ; le recouvrement de plusieurs techniques apportent des informations complémentaires. Les programmes de recherche photométrique de transit cherchent à détecter l’infime baisse de luminosité d’une étoile lorsqu’un compagnon passe devant elle. L’observation du transit est possible dans une configuration spécifique entre l’orbite planétaire et l’observateur. Le plan orbital est quasiment perpendiculaire au plan du ciel contraignant l’inclinaison du système par rapport à la ligne de visée, paramètre qui reste inconnu dans la détection par vitesses radiales. La baisse de flux stellaire est directement proportionnelle au rapport de surface entre les deux objets et, si l’on dispose d’une estimation du rayon stellaire, permet de déduire le rayon planétaire. Des mesures de vitesses radiales sont actuellement indispensables pour distinguer les cas de binaires stellaires et pour établir le caractère planétaire des objets détectés. De plus, l’inclinaison orbitale étant connue grâce au transit, les mesures de vitesses radiales permettent alors de mesurer la masse réelle de la planète. L’effet de lentille gravitationnelle est la déviation des rayons lumineux d’une source lointaine par un système se trouvant sur la ligne de visée. Elle a permis la découverte de planètes de toutes masses avec une grande séparation (Beaulieu et al. 2006). C’est la seule méthode actuellement qui explore les étoiles lointaines et qui peut donner des indices sur la distribution des planètes dans la Galaxie. Récemment, les premières planètes ont pu être imagées : Formahault b par coronographie avec HST (Kalas et al. 2008), trois planètes autour de HD8799 en utilisant l’imagerie angulaire différentielle avec les télescopes Keck et Gemini (Marois et al. 2008), β Pic b avec l’optique adaptative de NACO au VLT (Lagrange et al. 2008, 2010). Impossible il y a peu de temps à cause du très grand contraste entre l’étoile et la planète, l’imagerie directe est actuellement contrainte à la détection d’objets massifs à des dizaines d’UA de leurs étoiles. Cette méthode est complémentaire des vitesses radiales en cherchant à observer les objets détectés par spectroscopie Doppler à très longues périodes. En 1992, Wolszczan & Frail ont détecté les premières exoplanètes orbitant autour d’un pulsar radio. La mesure du décalage temporel des pulsations millisecondes montre une perturbation induite par trois objets de faibles masses en orbite autour de cette étoile morte. On suppose que ces objets se sont formés après l’explosion de l’étoile à partir du matériel éjecté. L’astrométrie est la mesure de la position d’une étoile dans le plan du ciel. Si une planète orbite autour d’une étoile, on s’attend que cette dernière décrive dans le ciel une orbite autour du centre de masse du système. L’astrométrie donne accès à la masse réelle des objets en orbite autour de l’étoile observée. Cette méthode est complémentaire de la spectroscopie Doppler parce qu’elle est sensible aux mouvements orbitaux dans un plan perpendiculaire à celui des vitesses radiales ainsi qu’aux plus longues périodes. On peut noter que l’astrométrie a déjà permis de mesurer la masse d’une naine brune (Benedict et al. 2010) mais que, pour l’instant, aucune détection de planète n’a été confirmée. Néanmoins, l’amélioration de la précision et les futurs instruments tels que Gaia ou PRIMA annoncent un futur prometteur.
Quelques propriétés statistiques
Depuis la première découverte, 464 exoplanètes ont été détectées à ce jour (juillet 2010) autour d’étoiles de types spectraux A à M sur des orbites allant de 0.8 jours à plusieurs dizaines d’années. La majorité a été détectée par spectroscopie Doppler et une part de plus en plus importante est découverte par transit. Plusieurs tendances sont apparues dans la diversité des objets. L’idée n’est pas de faire ici une revue complète des statistiques des planètes découvertes mais d’aborder quelques faits observationnels qui me semblent importants.
Le spectrographe HARPS est à ce jour l’instrument le plus précis en VR et est la référence pour SOPHIE. HARPS est un spectrographe échelle à dispersion croisée installé au télescope de 3.6m à La Silla au Chili. Il est stabilisé en pression (pression toujours inférieure à 0.01mbar) et en température (stabilisée à 0.01 K). Son domaine d’observation couvre tout le domaine visible (3785 à 6915 Å) avec un pouvoir de résolution spectrale de 110 000. Depuis sa première lumière à l’automne 2003, il est utilisé à 73% pour des programmes d’exoplanétologie et a contribué à la découverte de nombreuses exoplanètes dont les moins massives connues à ce jour (e.g. Lovis et al. 2006, Mayor et al. 2009a,b). Il affiche à ce jour une précision de l’ordre de 60 cms−1 après plusieurs améliorations, tant techniques que logicielles, ou même dans la stratégie d’observation.
La découverte des planètes s’est faite grâce aux améliorations des spectrographes et des méthodes de calcul des VR à partir des spectres. L’identification des causes instrumentales et logicielles de bruit constitue un enjeu majeur. Une partie considérable de mon travail de thèse est orientée autour de l’instrument SOPHIE décrit dans la section suivante. La suite du chapitre est consacrée aux corrections que j’ai apportées dans la réduction des données de SOPHIE et dans la bonnette, qui est l’élément qui recueille le flux stellaire du télescope pour l’injecter dans les fibres optiques vers le spectrographe.
Le spectrographe SOPHIE
SOPHIE a succédé au spectrographe ELODIE au télescope d’1.93m de l’OHP. Ce dernier a permis la détection de la première exoplanète autour d’une étoile de type solaire en 1995. Après 12 années de service entre 1994 et 2006, plusieurs limitations ont été identifiées sur ELODIE : faible efficacité lumineuse, précision en VR limitée (∼10 ms−1 ), lumière parasite, résolution spectrale limitée (R = 40 000). SOPHIE est conçu pour atteindre une précision d’environ 2 ms−1 avec des améliorations par rapport à ELODIE en profitant des connaissances acquises par la construction de HARPS. SOPHIE a été développé par le Laboratoire d’Astrophysique de Marseille, l’OHP et l’Observatoire de Genève. Ses principaux objectifs scientifiques sont la recherche d’exoplanètes et l’astérosismologie (SOPHIE = Spectrographe pour l’Observation des Phénomènes des Intérieurs stellaires et des Exoplanètes). Ce spectrographe à haute-résolution est offert à la communauté depuis octobre 2006. Les programmes de recherche de planètes du Consortium Exoplanètes SOPHIE .
|
Table des matières
Introduction
1 Méthode instrumentale et précision en vitesse radiale
1.1 La mesure de vitesse radiale à haute précision
1.2 Le spectrographe SOPHIE
1.3 Améliorations de la réduction des données
Présentation du logiciel
Catalogue des raies de calibration
Masques de corrélation
Correction chromatique
Nouvelle solution en longueur d’onde
Estimation de la dérive entre deux calibrations
1.4 Jouvence de la bonnette pour SOPHIE
Unité de calibration
Correcteurs de dispersion atmosphériques
Stabilité de l’illumination du spectrographe
Article de conférence : New technologies for probing the diversity of brown
dwarfs and exoplanets
1.5 Conclusion
2 Reconnaitre et s’affranchir de la variabilité stellaire
2.1 Les différents phénomènes de variabilité
2.2 Les indices spectroscopiques de l’activité stellaire
Mesures de l’asymétrie des raies
La vitesse de rotation projetée stellaire : le vsinI
Mesure de VR avec différents masques
Les raies spectrales
Indice du niveau d’activité : le log R′ HK
2.3 Suivre l’activité stellaire
Intérêts et limitations des indicateurs d’activité
Surveiller HD 189733, une étoile active abritant une planète
Publication
Article à comité de lecture : Stellar activity of planetary host star HD 189733
Résultats
2.4 Caractériser le signal en VR induit par l’activité stellaire
Objectifs
Publication
Article à comité de lecture : Disentangle stellar activity and planetary signals
Résultats
2.5 Recherche de Jupiters chauds autour des étoiles jeunes
Etude de faisabilité sur HARPS et SOPHIE
2.6 Conclusion
3 La recherche de planètes au sein du Consortium SOPHIE
3.1 Le Consortium SOPHIE
Une association d’observateurs
Les programmes de recherche d’exoplanètes
Gestion de la base de données et des programmes
3.2 Recherche à haute-précision de super-Terre (SP1)
Stratégie d’observation
Statistique générale
Suivi de constantes
Candidats
Conclusion et prochains objectifs
3.3 Suivi des longues périodes ELODIE (SP5)
Stratégie d’observation et caractéristiques de l’échantillon
Détermination du décalage de VR entre ELODIE et SOPHIE
Candidats « Vrai Jupiter »
Planètes déjà publiées ou annoncées
Candidats massifs
Conclusion et prochains objectifs
3.4 Recherche de Jupiters chauds (SP2)
Stratégie d’observation
Détermination automatique de la métallicité stellaire
Résultats, publication et prochains objectifs
Article à comité de lecture : The SOPHIE search for northern extrasolar
planets : III. A Jupiter-mass companion around HD 109246
Conclusion
Télécharger le rapport complet
