Confirmation d’une candidate

Une source lumineuse d´etect´ee `a proximit´e d’une ´etoile sur une image pourrait en fait se trouver tr`es loin de cette derni`ere, n’importe o`u le long de la ligne de vis´ee, ou encore ne pas ˆetre li´ee gravitationnellement `a cette derni`ere. Lorsqu’une telle source est d´etect´ee, il importe d’abord d’en d´eterminer grossi`erement la nature et d’´eliminer ainsi la possibilit´e que l’objet soit une ´etoile ou une galaxie. Il faut d’abord ´evaluer sa magnitude apparente dans un ou plusieurs filtres. Pour des plan`etes proches de leur ´etoile, qui n´ecessitent des observa- tions avec optique adaptative et m´ethodes d’imagerie diff´erentielles, le champ d’observation est g´en´eralement assez petit et ne contient pas beaucoup d’autres ´etoiles. Si l’´etoile n’est pas satur´ee et que sa magnitude est connue, on peut estimer la magnitude de la plan`ete en mesurant le rapport de flux entre l’objet et l’´etoile hˆote (contraste) Fp

F⋆ et en utilisant

mp,f iltre = m⋆,f iltre− 2.5 log

!_F

p

F⋆

"

. Dans des relev´es qui tentent de d´etecter des plan`etes plus ´eloign´ees, le champ de vue est g´en´eralement assez grand pour permettre d’´etablir proprement le point z´ero (ZP ) photom´etrique propre `a l’ensemble filtre/instrument/t´elescope utilis´e23, en comparant le flux mesur´e pour plusieurs ´etoiles de r´ef´erence sur les observations `a celui des 23. Le point z´ero est d´efini comme la magnitude d’un objet qui produit 1 ADU/s. Pour un objet qui pr´esente X ADU accumul´es pendant un temps d’exposition de Y sec, la magnitude est donn´ee par m = −2.5 log(X[ADU]/Y [sec]) + ZP .

CHAPITRE 1. INTRODUCTION 58

mˆemes ´etoiles dans des relev´es qui sont d´ej`a calibr´es. Par la suite, les couleurs de la source peuvent ˆetre compar´ees `a celles d’objets du champ ou aux couleurs tir´ees de spectres syn- th´etiques g´en´er´es par des mod`eles. Si la distance de l’´etoile hˆote est connue, la magnitude absolue de l’objet peut ˆetre calcul´ee Mp,f iltre = mp,f iltre− 5(log(d) − 1), et ˆetre compar´ee `a

celle qu’elle devrait avoir, si elle ´etait effectivement un objet de masse plan´etaire `a la mˆeme distance . Les images d’archive sont aussi une source pr´ecieuse d’information. Les archives de relev´es dans le visible permettent d’´eliminer assez facilement ´etoiles et galaxies: un compagnon froid ´etant tr`es peu lumineux dans ces longueurs d’onde, il ne devrait pas ˆetre distinguable dans ces images. Les relev´es dans l’infrarouge (par exemple 2MASS, WISE ou Spitzer), qui informent sur la magnitude de l’objet dans diff´erents filtres, peuvent aussi aider `a discriminer la nature de l’objet.

Il est possible d’´evaluer statistiquement, en utilisant la densit´e spatiale d’objets (par exemple de tout objet ayant des couleurs/magnitudes/type spectral similaires et/ou de tout objet dans l’association jeune `a laquelle appartient l’´etoile hˆote, ´evalu´ee entre autres pour des objets froids dans Burgasser 2007 et Reyl´e et al. 2010), la probabilit´e que l’objet se trouve `a la distance observ´ee de l’´etoile hˆote tout en n’´etant pas gravitationnellement li´e. D’apr`es les plus r´ecentes observations (Gagn´e et al. 2015c, 2016), les plan´emos et naines brunes du voi- sinage solaire sont beaucoup moins nombreux par tranche de magnitude que d’autres objets astrophysiques, il est donc tr`es peu probable de trouver, au hasard, pr`es d’une ´etoile hˆote, un tel objet non li´e `a l’´etoile.

Pour ´etablir avec plus de certitude que l’objet observ´e est bien un compagnon de l’´etoile, il faut toutefois montrer que ces derniers sont gravitationnellement li´es. En faisant des observa- tions r´ep´et´ees, id´ealement avec le mˆeme instrument/t´elescope/filtre, les positions de la plan`ete et de son hˆote peuvent ˆetre mesur´ees pr´ecis´ement `a diff´erentes ´epoques. Des observations d’ar- chive peuvent aussi ˆetre utilis´ees. On peut alors montrer que le mouvement propre de l’objet est similaire `a celui de son ´etoile hˆote, mais pas `a celui des ´etoiles du champ (voir l’exemple de Ross 458(AB) c, Figure 1.28). De mani`ere ´equivalente, on peut ´etudier l’´evolution de la s´epa- ration relative et de l’angle de position entre les deux objets, comme illustr´e pour GQ Lup b `

a la Figure 1.28. Les syst`emes d´etect´es par imagerie ´etant toujours proches (<

CHAPITRE 1. INTRODUCTION 59

mouvement propre de l’´etoile est habituellement non n´egligeable (typiquement une amplitude ∥µ∥ =#µ2

αcos2δ + µ2δde plusieurs dizaines de mas/an) et bien connu. En r´ealit´e, ´etant donn´e

le mouvement orbital d’une plan`ete, son mouvement propre n’est pas exactement le mˆeme que celui de l’´etoile. Cependant, certaines des exoplan`etes imag´ees directement jusqu’`a maintenant sont `a des distances orbitales telles que leur p´eriode est de l’ordre du millier d’ann´ees et plus, ce qui entraˆıne une variation en g´en´eral tr`es faible pour ˆetre distingu´ee en quelques ann´ees dans la mesure du mouvement propre. Par exemple, le mouvement orbital attendu de 1RXS 1609 b est de l’ordre de∼ 2mas/an Lafreni`ere et al. 2008.

van Leeuwen et al

Roeser et al

Ross 458C

UL1153

Figure 1.28 `A gauche, le compagnon Ross 458(AB) c a un mouvement propre diff´erent des autres objets du champ (en rouge), mais coh´erent avec celui de Ross 458(AB), dont la mesure rapport´ee par deux sources (« van Leeuwen et al. », « Roeser et al. ») est illustr´ee. Figure tir´ee de Goldman et al. (2010). `A droite, ´evolution de la s´eparation angulaire entre GQ Lup A et son compagnon. La ligne droite correspond `a une s´eparation constante dans le temps, et confirme donc que les deux objets sont gravitationnellement li´es. Les courbes pointill´ees de part et d’autre montrent la variation maximale possible de <sub>±5 mas/an due `a un mouvement</sub> orbital. La courbe en noir montre le mouvement qu’aurait eu un objet du champ non li´e. Figure tir´ee de Neuh¨auser et al. (2005).

Pour certains objets, toutefois, il est possible de d´etecter une variation qui co¨ıncide avec un mouvement orbital, c’est le cas de β Pic b (p´eriode de ∼ 20 ans (Millar-Blanchaer et al. 2015)) ou des plan`etes d’HR 8799 (p´eriodes entre 50 et 500 ans (Zurlo et al. 2016)), dont les orbites sont montr´ees `a la Figure 1.29. La tr`es l´eg`ere diminution de s´eparation observ´ee sur la Figure 1.28 pour GQ Lup b pourrait aussi sugg´erer un tel mouvement. Puisque les ´etoiles qui appartiennent `a une association jeune partagent une r´egion commune de l’espace

CHAPITRE 1. INTRODUCTION 60

physique et des vitesses, il y a plus de chances qu’un compagnon trouv´e autour ne soit pas reli´e gravitationnellement, mˆeme s’il se trouve `a proximit´e et a un mouvement propre semblable. Mesurer le mouvement orbital est alors une preuve plus rigoureuse du lien gravitationnel. Une autre option pour confirmer le lien gravitationnel est de mesurer le d´eplacement dans la direction de la ligne de vis´ee du candidat et de l’hˆote, i.e. la vitesse radiale, de s’assurer qu’elles sont semblables, et que leur ´evolution est compatible avec un mouvement orbital et incompatible avec celui qu’aurait un objet du champ.

HR 8799 Pic 2 1 0 1 2 RA (") 2 1 0 1 2 Dec (") 2020 2030 2040 2050 b c d e 0.4 0.2 0.0 0.2 0.4 RA (") 0.4 0.2 0.0 0.2 0.4 Dec (") 2017 2020 2023 2026

Figure 1.29 Orbites des 4 plan`etes autour d’HR 8799 (`a gauche), pour lequel le syst`eme est vu presque de face ainsi que de celle autour de β Pic (`a droite), qu’on voit pratiquement par la tranche. Le mouvement orbital d’une plan`ete est la meilleure confirmation de son statut de compagnon. Figure tir´ee de Bowler (2016).