l’intérieur du masque et est partiellement contaminé par des étoiles plus lointaines, dont le PSF non représenté ici recouvre en partie le masque principal.
Ainsi lors de l’identification des candidats, une recherche systématique d’un transit secondaire dans la courbe de lumière (CdL) est réalisée afin de détecter les binaires et les autres phénomènes pouvant imiter la signature d’une planète. Il est également possible de mettre en phase la CdL à 2 fois la période initialement identifiée, vérifiant ainsi l’éventuelle présence d’un événement secondaire. Un suivi photométrique depuis le sol permet l’identification des fausses détections dues, par exemple, à une contamination de l’étoile par une binaire de fond, non liée physiquement à l’étoile-cible. Dans le cas du programme CoRoT, ce phénomène a une importance particulière. En effet, l’utilisation de masques photométriques favorise la contamination du flux de l’étoile cible par des étoiles voisines inclues dans le masque, comme le montre la Fig. 4.2. De plus, le recouvrement des différentes PSF des étoiles voisines au masque principal, peut contaminer le masque principal représenté ici. Un transit peut ainsi être identifié, alors que celui-ci est propre à l’une des étoiles contaminantes.
En parallèle, un suivi en VR est réalisé. Une première mesure de VR pour chaque candidat permet de détecter les binaires spectroscopiques à spectre multiple (SB2, SB3, etc...), ainsi que les forts rotateurs, pour lesquels la précision de VR nécessaire à la détection d’une planète ne peut être atteinte. Ces cas sont alors retirés de la liste des candidats. Une deuxième mesure, voire une troisième permet de distinguer :
– les SB1, lorsque la variation de VR est trop importante pour être dans le domaine planétaire (> 5 km s−1à courte période, correspondant à une masse > 25 − 30 MJup),
– les étoiles non variables en VR, suggérant la présence d’une binaire de fond non liée phy- siquement, affectant la CdL observée, ou une faible amplitude de variation non détectable avec cette précision en VR.
La stratégie de suivi par VR, permettant d’établir la nature planétaire de ces candidats en transit, applique de manière générale ces critères. Pour autant, elle est modifiable au cas par cas, lorsque l’on soupçonne un candidat particulièrement intéressant, nécessitant des mesures supplé- mentaires. Cette stratégie est plus facile à mettre en oeuvre que la détection par les programmes de recherche par VR. En effet, la détection par transit donne accès à la période orbitale de l’objet,
75 et par conséquent à sa phase orbitale. Les mesures de VR sont alors programmables dans le temps selon la phase optimum. Dans le cas des deux premières mesures de VR, l’idéal est de cibler les deux phases extrêmes (0,25 et 0,75) de l’orbite, lorsque les VR sont aux extremums dans le cas circulaire. Cela permet ainsi de vérifier directement l’amplitude de variation et la mise en phase des mesures avec les paramètres photométriques. On suppose en effet, ici, que les orbites sont circulaires à courte période orbitale. Nous n’avons d’ailleurs aucune information quant à l’excen- tricité éventuelle des candidats. Seule une étude approfondie du timing du transit secondaire des candidats pourrait nous indiquer l’excentricité de l’orbite. Cependant, cette étude est délicate et le transit secondaire n’a pas encore pu être détecté de manière significative dans le cas des planètes présentées ici.
Ce suivi en VR est réalisé pour les 2 programmes grâce aux instruments SOPHIE, TLS (Tau- tenburg) et CORALIE (Obs. Genève, la Silla). S’y ajoutent l’instrument INT (La Palma) dans le cadre du programme SuperWASP, et HARPS pour le programme CoRoT. Au vu de la précision des spectrographes TLS et l’INT (de plusieurs dizaines à quelques centaines de m s−1), ceux-ci sont seulement utilisés afin d’identifier les grandes variations de VR des étoiles binaires. L’ins- trument CORALIE est quant à lui utilisé dans le suivi des candidats de l’hémisphère Sud. Mon implication dans la mise en place de SOPHIE et ma connaissance de l’instrument m’ont permis de participer activement au suivi des candidats de ces 2 programmes avec SOPHIE et à la découverte de plusieurs Jupiter-chauds en transit.
A cause de la magnitude élevée de la majorité des candidats des deux programmes (V > 10), le mode HE de l’instrument SOPHIE est utilisé, entraînant une importante pollution des spectres stellaires par le spectre diffusé de la Lune. En effet, sans correction la moitié des planètes n’auraient pas pu être confirmées avec SOPHIE. Nous avons donc appliqué le processus de correction pour la plupart des observations, nécessitant un ajustement optimal au cas par cas. Ainsi lors de la corrélation des spectres obtenus, jusqu’à 10 ordres parmi les premiers ordres bleus ont dû être supprimés. Ceux-ci peuvent, en effet, présenter une VR incohérente par rapport aux autres à cause principalement de l’effet de CTI, perturbant par conséquent la mesure de VR sur l’ensemble du spectre. La planification des observations a, de plus, été optimisée afin de minimiser cet effet, en évitant d’observer quelques jours avant, pendant et après les nuits de pleine Lune. Cependant, cela n’est pas toujours faisable, rendant indispensable une soigneuse correction de l’effet.
4.2 L’efficacité redoutable du programme SWASP
L’optimisation, en 2007, des critères d’identification des candidats du programme SuperWASP en fait un programme très efficace, notamment grâce au spectrographe SOPHIE dans l’hémisphère Nord. Depuis peu, le suivi en VR bénéficie également des services de l’instrument FIES, installé sur le NOT (Nordic Optical Telescope, situé sur l’île de la Palma), lui permettant d’identifier les étoiles binaires. Mis en oeuvre depuis 2006, le suivi des candidats SuperWASP avec le spectro- graphe SOPHIE totalise 22,5 nuits au cours des 5 derniers semestres (2006A et B, 2007A et B, et 2008A), dont 3 nuits avec le spectrographe ELODIE, en 2006A, juste avant la mise en place de son successeur.
Au cours des 18 nuits du programme, 50 candidats ont été observés à une ou plusieurs reprises. Parmi ceux-ci on compte 8 détections confirmées de planètes, non loin d’un taux de détection de 1/5. La table 4.2 présente la liste des candidats suivis avec SOPHIE (la nature planétaire des 2 premières planètes a été établie grâce à ELODIE et confirmée par SOPHIE et n’apparaissent pas dans cette table). On dénombre 18 étoiles binaires spectroscopiques, désignées dans la table par
les sigles : SB1 pour les étoiles binaires spectroscopiques de type 1 et SB2 pour les étoiles binaires spectroscopiques de type 2. On distingue également les cibles dont la signature de transit s’avère due aux éclipses d’une étoile binaire de fond, non liée physiquement à l’étoile-cible, dont le flux est mêlé à celui de la cible. On nomme cet effet "Blend". La détection de transits non réels constitue également une source de fausses détections, que l’on désigne par FP pour "Falses Positives". Elle est principalement due à des perturbations instrumentales ou des détections à la limite du seuil de détection. Dans le tableau ci-dessous, le nom des étoiles ont été masqués dans le cas des planètes détectées, mais non encore publiées, ainsi que dans le cas des étoiles toujours candidates à la présence d’une planète.
Parmi l’ensemble des candidats observés, quatre restent indéterminés. Aucune explication n’a pour l’instant pu être donnée. Trois d’entre eux conservent un statut de candidat à observer avec une priorité A ou B. Le quatrième présente une faible variation de VR, non en phase avec les données photométriques. Il est probable que le transit de cette cible soit dû à un "Blend". On dé- nombre également 15 candidats présentant une signature de transit due à un "Blend". Certaines étoiles présentent une rotation très rapide, qui ne permet pas d’atteindre une précision suffisante à la détection d’une planète. Ces dernières ont alors été écartées de la liste des candidats à observer.
T. 4.1: Liste des candidats SuperWASP suivis avec le spectro- graphe SOPHIE. Les différentes colonnes indiquent le nombre de mesures réalisé, la variation de VR observée, le S/B moyen des différentes poses, ainsi que la conclusion sur la nature de l’objet à laquelle nous avons abouti. Le nom de certaines étoiles ont été masqués, les données de celles-ci n’ayant pas encore été publiées.
Nom du Nombre ∆ RV S/B Nature
candidat de mesures m s−1 moyen du candidat
J003837 2 155.5 50 Blend J010112 3 13.0 31.4 FP J011043 1 0.0 45 SB2 J013841 1 0.0 29 SB1, fort rotateur J014956 2 7.0 36.1 FP J023239 1 0.0 SB1 Fort rotateur J03#### 7 187.0 32.1 Planète : WASP-11b J031649 1 0.0 53 SB2 J035319 7 460.5 36.7 Blend J06#### 21 469.0 40.5 Planète : WASP-12b
J073353 4 7.0 47.5 Système triple ou Blend
J075932 3 21.5 44.1 Blend J080527 6 36.0 50.2 Blend J081757 1 0.0 32 SB2 J082202 1 0.0 36 SB2 J09#### 11 143.0 50.1 Planète : WASP-13b J092714 1 0.0 35 SB2 J124535 4 79.0 34 Blend J141421 6 174.0 32.5 Blend J143306 21 1.651 42.3 Planète : WASP-14b J143554 1 0.0 33 SB1
77 T. 4.1 – Suite de la page précédente
Nom du Nombre ∆ RV S/B Nature
candidat de mesures m s−1 moyen du candidat
J151746 1 0.0 41 SB2 Fort rotateur J155326 2 93 33.5 Blend J162437 2 2011 50 SB1 J164154 2 3.0 43 FP J170523 3 25.5 30.5 FP J172130 2 87460 32.6 SB1 J172410 10 49.0 65.0 FP J172823 3 48.5 47.3 FP J17#### 10 76.5 34.3 Cdt A J17#### 3 35.0 47.0 Cdt B J174221 1 0.0 23 SB1, Fort rotateur J175300 8 34.8 46.3 Blend J175401 13 258.0 29.6 Blend J181317 1 0.0 35 FP J183431 8 602.0 50.6 Planète : WASP-3b J204617 3 47.0 36.0 Blend
J210151 5 62.5 37.4 Blend ou système triple
J210912 1 0.0 33 SB1, Fort rotateur J211059 2 25.0 38.5 Blend J211451 6 118 38 Blend J211959 2 17521 42.5 SB1 J213415 3 61.0 39 FP J22#### 3 32.0 34 - J222736 3 56.0 37.7 SB1 J223320 2 989 60 Blend J23#### 3 66.3 43 Cdt B J231558 7 963.3 30.3 Planète : WASP-10b J232619 1 0.0 40 SB1 J233250 2 47500 25 SB1, fort rotateur J233325 2 9.0 59.5 Blend J234318 2 688.5 63.5 SB1 J235549 1 0.0 44 FP
Le programme SuperWASP totalise, en date du mois d’Août 2008, la détection de 8 planètes à transit, dans le seul cadre du suivi réalisé avec le spectrographe SOPHIE. Parmi les 8 planètes, 3 d’entre elles ne sont pas encore publiées, à l’heure où j’écris cette thèse. La découverte de 5 de ces planètes est un événement inédit, puisque celles-ci ont été découvertes en seulement 5 nuits d’observation. Associées aux 5 autres planètes découvertes dans l’hémisphère Sud dans la même période, c’est la première fois qu’un programme annonce la détection de 10 planètes extra- solaires à transit en une seule fois. Ces planètes, caractérisées en masse et rayon, complètent de manière significative l’échantillon connu des planètes à transit. Le lot de planètes, spécifiquement découvert grâce au spectrographe SOPHIE, est composé de 6 Jupiter-chauds et 2 planètes mas- sives à courte période. On y trouve en particulier la planète ayant la plus courte période orbitale jamais détectée (WASP-12b avec 1.1 jours de période), ce qui en fait un objet d’une température
très élevée. Des observations complémentaires, ainsi que des études concernant son atmosphère pourrait apporter de fortes contraintes aux modèles de formation et d’évolution de ces systèmes planétaires à courte période. Les deux planètes massives, et plus spécifiquement WASP-14b d’une masse de 7.7 MJup(Joshi et al. 2008), proche de la frontière avec les naines brunes, enrichissent l’échantillon de planètes massives à courte période, et pourrait contribuer à la compréhension du lien entre ces objets et les naines brunes. La Fig. 4.3 présente la position des planètes découvertes par le programme SuperWASP au sein du diagramme masse-rayon des planètes à transit connues. WASP-14b complète en effet l’échantillon de planètes massives à courte période composé de HD 147506b (HAT-P-2) et X0-3b. Ces dernières possèdent d’ailleurs une orbite d’une excentricité non négligeable, suggérant soit la présence d’un compagnon à plus longue période, soit un temps de circularisation de leur orbite élevé, ou encore un mécanisme de formation et d’évolution différent de par leur masse de celui des autres planètes à courte période.
T. 4.2 – Paramètres des planètes SuperWASP confirmées grâce au spectrographe SOPHIE.
Nom P e Mpl Rpl ρ Réf
(jours) (MJup) (RJup) (g.cm−3)
WASP-1b 2.51996±1.8e-5 0.0 0.867±0.073 1.443±0.039 0.36±0.06 Cameron et al. (2007) Shporer et al. (2007) Charbonneau et al. (2007)
WASP-2b 2.152226±4e6 0.0 0.88±0.07 1.038±0.05 0.98±0.22 Cameron et al. (2007)
Charbonneau et al. (2007) WASP-3b 1.8468±4e-4 0.0 1.76+0.08 −0.14 1.31+0.07−0.14 0.97+0.22−0.37 Pollacco et al. (2008) WASP-10b 3.09276±1.5e-5 0.057+0.011 −0.005 3.06±0.22 1.29±0.08 1.77±0.46 Christian et al. (2008) WASP-11b 3.722 0.0 0.59+0.033
−0.073 0.973±0.06 0.79±0.21 Non encore publiée
WASP-12b 1.091 0.0 1.179+0.056
−0.158 1.756+0.067−0.158 0.27+1.000.05 Non encore publiée
WASP-13b 4.353 0.257+0.129
−0.128 0.508+0.103−0.083 1.166+0.068−0.110 0.40+0.14−0.18 Non encore publiée
WASP-14b 2.243756±3e-6 0.0 7.7±0.5 1.26±0.07 4.77±1.11 Joshi et al. (2008)
4.2.1 Découverte d’un Jupiter-chaud fortement irradié
La planète WASP-3b fait partie de ce lot d’objets découverts grâce au programme SuperWASP. C’est un Jupiter-chaud d’une masse de 1,76 MJupet d’un rayon de 1,31 RJup(Pollacco et al. 2008). Il orbite autour de son étoile en environ 1,85 jours. Ce candidat a été identifié en tant que haute priorité grâce aux données photométriques de l’instrument SuperWASP obtenues au cours de la saison d’observation 2004 (Street et al. 2007). La CdL de cette étoile est alors composée de 3969 points de mesures étalés sur 118 jours, permettant de détecter un transit de 0.013 magnitudes d’une durée de 137 minutes, et se répétant tous les 1.84680 jours. Les paramètres initialement mesurés ont permis de planifier l’observation du transit de cette planète au 4 Août et au 10 Septembre de l’année 2007. Les observations complémentaires ont ainsi été réalisées grâce au télescope de 80 cm de l’institut d’astronomie des Canaries (IAC), dans les bandes proche infrarouge I et visible V, et grâce au 60 cm de l’université de Keele (UK), dans la bande photométrique K. La Fig. 4.4, à gauche, présente les CdL obtenues au cours de ces observations, ainsi que leur meilleur ajustement. Celles-ci confirment l’événement observé avec SuperWASP. Par la suite, l’acquisition de mesures de VR a permis d’établir la nature planétaire de l’objet. Sept points de mesure, au total, ont été obtenus, avec une erreur moyenne due au bruit de photon de 14 m s−1. A l’aide des spectres obtenus, sommés afin d’obtenir un spectre de plus haut S/B, une analyse spectroscopique fine fut
Découverte d’un Jupiter-chaud fortement irradié 79
F. 4.3 – Diagramme Masse-Rayon des planètes à transit connues, avec en bleu les planètes