Le programme a ainsi permis d’observer plus de 800 étoiles, réparties sur une partie du champ exoplanète LRa01, d’une magnitude r comprise entre 11 et 16. Avec un champ de 25 arcmin et un temps de pose moyen de 30 minutes, il a été possible d’observer 6 champs distincts sur 5 demi-nuits consécutives, comme illustrés sur la Fig. 6.1. Basée sur une classification spetrale préliminaire réalisée à partir d’observations photométriques, différentes priorités ont été affectées aux étoiles, focalisant principalement sur les étoiles naines de type solaire (d’un type spectral F, G et K), plus brillantes que 15 en magnitude r, représentant 60 % de notre échantillon.
La stratégie d’observation a consisté à observer chaque champ une fois par nuit. Par manque de temps, un des 6 champs n’a pu être observé que 3 nuits. Nous avons ainsi obtenus un total de 3808 spectres, dont 5 spectres pour chacune des 680 étoiles de 5 champs, et 3 spectres pour les 136 étoiles du champ restant. Voulant optimisés la stabilité et la précision en VR des mesures
Traitement particulier des données et résultats 153 du programme, nous avons pris soin de conserver la même configuration pour chaque champ, reprenant une affectation identique des fibres aux étoiles d’un champ donné, d’une nuit sur l’autre.
6.1.2 Traitement particulier des données et résultats
Une réduction particulière, utilisant le procédé de réduction développé à l’observatoire de Genève, a été réalisée. La calibration en longueur d’onde de l’instrument effectuée la première nuit a été considérée comme référence et appliquée à l’ensemble des spectres. Les dérives observées sur le spectre de la lampe Th-Ar, acquis simultanément au cours de chaque observation permettent alors de corriger les dérives du spectrographe au cours de la première nuit et des nuits suivantes, par rapport à la référence. Cette solution de réduction a été préférée à une réduction plus classique, consistant à calibrer en longueur d’onde chaque spectre grâce aux observations de calibration menées au petit matin de la même nuit. Nous nous, en effet, aperçu que cela perturbait fortement la mesure des VR des étoiles. L’ensemble des étoiles présentaient une variation de VR d’une valeur minimale de plusieurs centaines de m s−1 entre chaque nuit. La première solution de réduction présentée semble donc plus fiable.
Une fois les spectres extraits, j’ai alors calculé la VR des étoiles grâce à chacun d’entre eux. Et je me suis tout particulièrement intéressé aux étoiles présentant une variation de VR significative. Nous n’avions pas prévu d’allouer des fibres à l’observation du fond de ciel. Il s’est malheureuse- ment avéré qu’une partie des spectres fut polluée par la présence de la Lune dans le ciel. En effet, on estime à 20 % le pourcentage de spectres affectés. Afin de pallier à cette contamination, j’ai donc mis au point un procédé de correction, utilisant les spectres ne donnant qu’un pic de corré- lation, dans la CCF, correspondant à la lumière réfléchie par la Lune. Ces spectres sont, en fait, le mélange du spectre de la lumière en provenance de la Lune et d’une composante spectrale, soit de très faible S/B, soit ayant peu ou de très larges raies spectrales, ne permettant d’obtenir aucun pic dans la CCF, quelque soit le masque de corrélation utilisé. Sélectionnés pour chacun des champs, il est alors possible de soustraire, avant normalisation, leur CCF à l’ensemble des CCF d’un même champ.
La correction n’est, en fait, pas optimale. En effet, lors de la soustraction de la CCF du fond de ciel à l’ensemble des CCF d’un même champ, on ne prend pas en compte la différence de vitesse barycentrique Vberv entre les fibres, qui peut atteindre jusqu’à 200 m s−1 dans le cas ex- trême, où les fibres sont séparées d’à peu près 25 arcmin. Néanmoins, cette correction, combinée à notre réduction de données, montre que la dispersion minimale de VR que l’on peut obtenir, en moyenne, est de l’ordre de 30 m s−1, pour des étoiles à faibles bruits de photon (spectre à haut S/B sur des étoiles de type solaire à faible vitesse de rotation). Il devient alors possible de détecter des variations de VR à partir de plusieurs dizaines de m s−1, comme le montre la Fig. 6.2. Cette figure présente la dispersion de VR de chacune des étoiles observées à 5 reprises, par l’intermédiaire des spectrographes FLAMES/GIRAFFE et UVES, en fonction du bruit de photon de celles-ci. La courbe σ décrit la limite de détection à 1 σ de notre échantillon d’étoile. La courbe 2.1 σ décrit, quant à elle, le seuil de détection au-delà duquel on estime la variation de VR réelle.
L’analyse de l’ensemble des CCF et des cibles au-dessus du seuil de détection a permis de révéler la présence de 50 étoiles binaires, 14 candidats exoplanètes ou de type naine brune, 9 étoiles actives ou "blended binaries", et 5 cas non résolus. Ces candidats ont pu être suivis grâce à des observations complémentaires menées avec l’instrument SOPHIE. Celles-ci sont présentées en Sect. 6.1.4. Le terme "blended binary" est un terme anglais communément employé, qui désigne une étoile binaire non résolue spatialement avec une seconde étoile, et dont les flux se mêle à travers l’instrument. La majorité des candidats exoplanètes ou de type naine brune semble indiquer une plus longue période orbitale que celle suggérée par l’ajustement des points de mesures de
F. 6.2 – Dispersion de VR des étoiles observées avec les spectrographes FLAMES/GIRAFFE et