2005 et 2008). Les triangles verts représentent les planètes auxquelles j’ai participé à leur détection et/ou caractérisation.
avec le spectrographe SOPHIE a démontré l’efficacité d’une approche basée sur la détection pho- tométrique de Jupiter-chauds dans un large champ d’étoiles. En effet, 12 des 45 planètes à transit ont été découvertes par ces programmes. Néanmoins, l’un des biais majeurs de cette approche réside dans la magnitude des étoiles observées. Celles-ci sont de magnitude élevée (V > 10), afin que les champs observés soient suffisamment peuplés, augmentant les chances de détection. Pour détecter une planète à transit, il est nécessaire d’observer un nombre d’étoiles nettement plus important que dans le cadre de programmes de vitesse radiale. En effet, la faible fréquence des Jupiter-chauds autour d’étoiles de type solaire associée à la faible probabilité que celle-ci soit dans une orientation favorable au transit, diminue significativement la probabilité de détection. Le nombre de cibles observées se comptent ainsi au-delà de plusieurs dizaines de milliers.
Les deux approches de détection, par photométrie et par vélocimétrie, apparaissent comme complémentaires. Celle par vélocimétrie cible principalement des étoiles brillantes (V < 10). De tels programmes menés à l’aide d’instruments mono-fibres ne peuvent prétendre observer autant d’étoiles que les programmes de recherche par photométrie, la durée du programme deviendrait alors extrêmement longue. Ils possèdent ainsi un plus faible taux de détection de Jupiter-chauds, sur une période donnée. Cependant, la détection de ces planètes grâce à cette approche n’est pas contrainte par leur faible probabilité de transit. Cette approche permet en effet de détecter des planètes en dehors du plan de la ligne de visée, configuration dans laquelle se présente la majorité des planètes. Ceci est clairement illustré par le fait que seules cinq planètes détectées par vitesse radiale s’avèrent être en transit, sur la trentaine de Jupiter-chauds découverts par la même méthode. L’approche de détection des Jupiter-chauds par observations photométriques apparaît plus ef-
Conclusion et Perspectives 183 ficace que celle par vélocimétrie. En effet, le retour scientifique semble plus important puisque le nombre de planètes pour lesquelles leur masse exacte et rayon sont déterminés est plus élevé. Il s’agit néanmoins de nuancer cette affirmation. Une grande majorité des études et analyses appro- fondies ont été réalisées pour les planètes HD 209458b et HD 189733b, détectées en premier lieu par mesures de VR. L’un des avantages majeurs à détecter des planètes à transit autour d’étoiles brillantes (cibles principales des programmes de détection par vitesses radiales) réside dans les études approfondies que l’on peut alors réaliser. En effet la faible magnitude de ces étoiles permet de bénéficier d’un S/B suffisant afin de détecter de faibles effets ou composantes. Il est ainsi envi- sageable de détecter leur atmosphère grâce à un suivi intensif depuis le sol à l’aide de l’instrument HARPS, ou encore depuis l’espace à l’aide des satellites Spitzer ou HST.
Plusieurs tentatives de détection ont été réalisées avec l’instrument HARPS notamment pour les planètes HD 209458b et HD 189733b, lors du transit spectroscopique. Il est en effet possible d’étudier la composition de l’atmosphère d’une planète extrasolaire en comparant le spectre ob- servé avant et pendant le transit de celle-ci. Pour autant, il semble que les observations menées depuis le sol avec cet instrument ne soient pas de suffisamment bonnes qualités. D’exception- nelles conditions d’observation sont en effet nécessaires à l’obtention de spectre à très haut S/B. L’une des perspectives futures consiste au couplage de spectrographes de très hautes précision et résolution à l’optique adaptative afin de s’affranchir des perturbations de l’atmosphère terrestre. Tel est le cas des projets ESPRESSO et CODEX de l’ESO (Pasquini et al. 2008) dans le cadre du développement d’un télescope géant de plusieurs dizaines de mètres de diamètre.
La détection des atmosphères planétaires est plus aisée depuis l’espace. Vidal-Madjar et al. (2003, 2004) sont les premiers à avoir dévoilé l’évaporation de l’atmosphère de HD 209458b. Par la suite, les travaux de Charbonneau et al. (2005) et Deming et al. (2006) ont mis en évidence l’émission thermique dans l’infrarouge de TrES-1b et HD 189733b, respectivement. Pour cela, des observations avec l’instrument spatial Spitzer ont été menées lors de l’éclipse secondaire de ces systèmes planétaires. Juste avant que la planète ne disparaisse derrière l’étoile, la planète présente à l’observateur son “côté jour”, face la plus inondée de lumière par son étoile. Le flux lumineux que l’observateur reçoit provient donc à la fois de l’étoile et de la lumière réfléchie par la planète. De cette observation on peut alors isoler la composante provenant de la planète seule, en soustrayant l’information de l’étoile seule obtenue hors transit à celle obtenue juste avant l’éclipse secondaire. Pour chacun de ces objets il a été possible de déterminer leur température de luminosité dans l’infrarouge, en comparant le contraste mesuré aux prédictions des modèles pour de telles pla- nètes. Il a ainsi pu être mis en évidence que les modèles sont en bon accord avec les mesures ef- fectuées avec une température de luminosité de ces planètes est autour de 1100K. Ces observations confirment bien l’idée que ces objets sont soumis à un important chauffage, à cause de leur forte proximité à l’étoile. Compte-tenu de cette proximité, on s’attend aussi à ce que ces planètes soient synchronisées avec leur étoile par effet de marée. La synchronisation crée ainsi un “côté jour”, qui fait face à l’étoile, et soumis à une forte température, et un “côté nuit”, d’une température bien plus faible. Les mesures, décrites dans ces articles, correspondent à une détermination de la tempéra- ture du côté jour des planètes. La question est de savoir si l’atmosphère des planètes est capable de redistribuer l’énergie incidente du côté jour vers le côté nuit, ce qui induirait un équilibre en température entre les 2 côtés. Plus récemment une équipe a réussi à reconstituer la distribution des températures entre les zones de “jour” et de “nuit” de HD189733b (Knutson et al. 2007a). En mesurant le flux obtenu au cours d’une demi-période, soustrait du flux moyen de l’étoile seule, il a été possible de détecter l’infime augmentation progressive de luminosité observée au cours de la rotation de la planète jusqu’à présenter sa “face jour”. Une différence en température de quelques 250 K seulement a ainsi été mesurée, ce qui indique qu’un mécanisme existe dans l’atmosphère de la planète qui permet une redistribution efficace de l’énergie accumulée par irradiation du “côté
jour” vers le “côté nuit”. Ces travaux d’une grande portée confirment qu’il existe d’importantes interactions entre l’étoile et sa planète, lorsque celles-ci sont très proches.
Une récente étude montre qu’un système planétaire peut également être soumis à de fortes interactions magnétiques entre l’étoile et son compagnon planétaire. Ainsi les dernières obser- vations de l’étoile Tau Bootis, réalisées à l’aide des spectropolarimètres (spécialement conçus et optimisés pour étudier les champs magnétiques des astres) ESPaDOnS au Canada-France-Hawaii Telescope (CFHT) et NARVAL au Télescope Bernard Lyot (TBL) du Pic du Midi, ont montré, pour la première fois, la synchronisation de la rotation d’une étoile avec le mouvement orbital de sa très proche planète géante(Donati et al. 2008). Cette synchronisation et l’importante masse de la planète (environ 6,5 MJup) semblent s’effectuer à une latitude intermédiaire de l’étoile. Les forces de marée en jeu entre les 2 astres sont telles qu’elles entraînent de force la fine enveloppe de convection en surface de l’étoile en corotation avec la planète. Si une telle interaction est pos- sible, ces forces pourraient bien alors jouer un rôle significatif dans les processus de dynamo qui génèrent le champ magnétique de l’étoile. Ces observations ont d’ailleurs aussi mis en évidence l’inversement du champ magnétique de cette étoile, dont il semblerait que le cycle soit plus fré- quent que pour le Soleil (tous les 11 ans). On peut donc également s’interroger sur le rôle que joue la planète géante sur le rythme des saisons magnétiques de l’étoile.
Perspectives
La précision des spectrographes progresse rapidement. Le spectrographe HARPS, par exemple, affiche actuellement une précision inférieure à 1 m s−1, de près de 0.80 m s−1. Même si ces amé- liorations rendent accessible le suivi et les études approfondies de planètes autour d’étoiles de magnitudes de plus en plus élevées, un tel programme s’avère être trop coûteux en terme de temps d’observation, et donc peu intéressant. En effet, il est à douter que le gain réalisé en terme de détection par rapport à un programme tel que celui de la mission CoRoT soit très faible, voire inférieur.
La détection de plus en plus nombreuse d’objets très massifs à la frontière en terme de masse avec la population des naines brunes suggère qu’il en existe une population à part entière. La très grande majorité de ces découvertes ont été réalisées par les programmes de recherche par photo- métrie, alors que celles-ci sont sensées être facilement détectables par VR. D’ailleurs, les masses les plus importantes tournent autour des étoiles les plus massives, comme le montre la Fig. 6.13. Il me semble souhaitable de reprendre l’ensemble des observations réalisées afin d’identifier les objets très massifs, à la limite en terme de masse de la population des naines brunes, qui auraient pu être manquées. Dans ce contexte, la stratégie du sous-programme 2 du consortium Exoplanètes SOPHIE a été revue et prend maintenant en compte ce type d’objets en fixant une amplitude de variation de vitesse radiale maximale de 5 km s−1pour la détection planétaire. De plus, l’élargis- sement de l’échantillon d’étoiles observées aux magnitudes jusqu’à V = 10 devrait permettre de couvrir des domaines de magnitude que les programmes de détection par transit photométrique ne ciblent pas ou peu. De même, afin d’explorer les caractéristiques des systèmes planétaires exis- tants, il s’agit d’élargir les cibles à des étoiles de plus faible métallicité, ou de type spectral différent de celui du type solaire, comme le font les sous-programmes 3 et 4 du consortium Exoplanètes SOPHIE. Ces travaux s’inscrivent dans le contexte déjà existant de recherche de planètes autour d’autres types d’étoiles que le type solaire.
L’amélioration des performances instrumentales en photométrie et en mesure de VR rend ac- cessible un domaine de planètes plus petites que les Jupiter-chauds. Ainsi, à ce jour, 17 planètes de masse inférieure à 20 masses terrestres ont été découvertes par approche spectroscopique. Mal- heureusement aucune ne transite son étoile parent. Toutefois, l’avènement de programmes spa-
Conclusion et Perspectives 185
F. 6.13 – Distribution de masses des planètes à transit en fonction de la masse de leur étoile