Elle fut d´ecouverte autour d’une naine rouge, par l’usage d’un corono-graphe et d’un syst`eme d’optique adaptative (Nakajima et al., 1995). La fonc-tion du coronographe est de masquer l’´etoile centrale, alors que l’optique adaptative corrige le front d’onde d´eform´e par l’atmosph`ere terrestre. une des raisons de cette d´ecouverte s’expliquant par un contraste mod´er´e entre la naine brune et l’´etoile autour de laquelle elle orbite(Teff '3000K). Situ´ee `a 6 pc, elle orbite `a au moins 45 UA (distance projet´ee sur le ciel) de cette naine rouge de luminosit´e 0.1 L (Fig. 1.3). Les mesures photom´etriques de Gliese 229 B donne une luminosit´e 100 fois moindre que celle du Soleil. Compte tenu de sa distance `a Gliese 229 A, sa temp´erature effective doit ˆetre inf´erieure `a 1200 K. Les mod`eles th´eoriques indiquent un rayon compris entre 6104 et 7.5104km (Marley et al., 1996). L’hypoth`ese selon laquelle Gliese 229 B est un compagnon de l’´etoile Gliese 229 A a ´et´e confirm´ee par des mesures as-trom´etriques qui ont montr´e que leur mouvement est commun dans le ciel.
FIG.1.3: image de gauche : Gliese 229 B dans le rouge lointain `a droite de Gliese 229 A, `a l’aide d’un t´elescope de 60 pouces ´equip´e d’une optique adaptative, au mont Palo-mar (Californie) en 1994 (T. Nakajima (Caltech), S. Durrance (JHU)). image de droite : imag´ee avec la cam´era `a grand champ du Hubble Space Telescope (Wide-Field Pla-netary Camera-2) en rouge lointain (S. Kulkarni (Caltech), D.Golimowski (JHU and NASA)).
En d´ecembre 1995, une publication r´ev`ele des bandes d’absorption dues au m´ethane, tr`es similaires `a celles que l’on trouve dans le spectre de
Jupi-1.3 Gliese 229 B 21
ter, ainsi que des bandes d’absorption de l’eau tr`es fortes notamment `a 1.34
µm (Fig. 1.4). A partir du flux mesur´e et en utilisant un mod`ele d’´evolution, on peut estimer que la temp´erature effective est 96070 K (Marley et al., 1996). Il s’agit d’une temp´erature bien inf´erieure aux 1800 K attendues pour les ´etoiles de m´etallicit´e solaire qui se trouvent au bord de la s´equence principale (Burrows et al., 1993; Baraffe et al., 1995). De plus, la quasi-absence des signa-tures spectrales dues aux oxydes m´etalliques et aux hybrides que sont TiO, VO , FeH et CaH s’accordent avec les pr´edictions selon lesquelles ces esp`eces sont d´epl´et´ees dans l’atmosph`ere des objets substellaires (Marley et al., 1996; Fegley & Lodders, 1996), except´es les objets les plus jeunes qui sont les plus chauds. Ces esp`eces sont suppos´ees ˆetre pi´eg´ees sous forme condens´ee en-dessous de la photosph`ere.
FIG.1.4: Spectre de Gliese 229 B et de Jupiter dans l’infrarouge proche. L’atmosph`ere de la naine brune pr´esente des bandes d’absorption dues au m´ethane tr`es similaires `a celles observ´ees dans la plan`ete g´eante (Oppenheimer et al., 1995).
La d´etection spectroscopique du m´ethane conforte ind´eniablement la na-ture non-stellaire de Gliese 229 B, en tant que naine brune. Il joue un r ˆole pr´epond´erant, comme en t´emoigne dans le spectre la chute de la densit´e de flux `a 1.6 et 2.2µm. En 1994, Tsuji avait d´ej`a pr´edit le r ˆole dominant du m´ethane dans le spectre infrarouge ´emergent des naines brunes les plus froides (Teff 1500 K). Les intenses motifs en absorption de CH4 ont pour
[h]
FIG.1.5: Spectre de Gliese 229 B compar´ee aux spectres de deux des ´etoiles les plus froides connues. Les signatures spectrales sont radicalement diff´erentes, ce qui montre bien que Gliese 229 B n’est pas une ´etoile (Oppenheimer et al., 1998).
effet de bleuir le spectre en J-K, confirmant les pr´edictions de Tsuji. La confir-mation que les naines brunes peuvent apparaˆıtre bleu dans certaines couleurs a ´et´e d’une importance d´ecisive dans la strat´egie des observations.
Les bandes de l’eau `a 1.1 et 1.4µm sont tr`es nettement plus profondes dans Gliese 229 B que dans les ´etoiles. Plus pr´ecis´ement, la bande de l’eau `a 1.4
µm est 2.5 fois plus intense (en absorption) dans Gliese 229 B que dans GD165B (Fig. 1.3). GD165B ´etait, avant la d´ecouverte de Gliese 229 B, l’ob-jet de type stellaire le plus froid et de luminosit´e la plus faible (Teff=1900 K, L=1.210 4L ) connu alors.
L’eau est de loin la plus importante source d’opacit´e rovibrationnelle dans Gliese 229 B. Geballe et al. (1996) ont montr´e que les motifs ´etroits dans la r´egion 2.0-2.2µm correspondent bien `a l’absorption de l’eau (Fig. 1.6).
La pr´esence du monoxyde de carbone CO dans l’atmosph`ere de Gl 229 B a ´et´e rapport´ee par Noll et al. (1997). La mesure s’est faite dans la premi`ere bande de rotation-vibration (1-0) de CO `a 4.7µm. Le spectre montre effective-ment un accroisseeffective-ment de la densit´e de flux au centre de la bande entre les
1.3 Gliese 229 B 23
FIG.1.6: Spectre de Gliese 229 B issu des mesures au Keck I. Sont annot´ees les princi-pales sources. Les r´egions ombr´ees correspondent aux r´egions spectrales o `u l’absorp-tion tellurique est trop forte pour permettre des mesures fiables (Oppenheimer et al., 1998).
branches P et R. Si la temp´erature de la photosph`ere de Gl 229 B avoisine 900 K, l’abondance de CO devrait ˆetre 10 4 celle de CH4 dans l’atmosph`ere, si l’´equilibre thermochimique est ´etabli. En effet, la r´eaction d’´equilibre thermochimique CO+3H2 () CH4+H2O implique que CO est favoris´e `a haute temp´erature par rapport `a CH4. Dans Gliese 229 B, le niveau o `u la quantit´e de CO ´egale la quantit´e de CH4est suppos´ee ˆetre `a 10 bar, `a T=1440 K (Fegley & Lodders, 1996). La seule explication de la pr´esence de CO dans la photosph`ere est qu’il n’y a pas ´equilibre thermochimique. Les ph´enom`enes convectifs, au contraire, transporteraient en quantit´e mesurable le CO stable dans les r´egions plus profondes vers la photosph`ere. Les mod`eles de Burrows et al. (1997) montrent qu’un objet comme Gliese 229 B a une r´egion radiative externe, suivie plus profond´ement par une mince r´egion convective.
La poussi`ere est susceptible de se former dans l’atmosph`ere des naines brunes. Des mod`eles pr´edisent le r´echauffement des couches sup´erieures de l’atmosph`ere via un effet de serre (Tsuji et al., 1996), et des modifications possibles des abondances ´el´ementaires dues `a la condensation. Des mod`eles d´etaill´es (Marley et al., 1996; Fegley & Lodders, 1996) indiquent que les mol´ecules TiO et VO sont effectivement d´epl´et´ees `a Te f f <2000 K par
conden-sation de solides contenant Ti et V, produisant ainsi les modifications spec-trales observ´ees. La condensation de la poussi`ere changera non seulement les abondances ´el´ementaires dans les naines brunes, mais aussi modifiera le flux ´emergent `a travers la diffusion, l’absorption et la r´e´emission. N´eanmoins, la question de l’influence pr´ecise de la poussi`ere dans l’atmosph`ere reste pos´ee. En effet, quand les particules de poussi`ere se forment, elles sont l’objet de pro-cessus physiques (s´edimentation, coalescence, coagulation . . .) qui d´ependent de la distribution en taille des grains. Seules des ´etudes d´etaill´ees de la mi-crophysique des grains de chaque esp`ece pourront aider `a comprendre l’in-fluence de la poussi`ere sur le flux ´emergent.
Chapitre 2
M´ethodes de d´etection et
d´etermination des param`etres
physiques des exoplan`etes
La d´ecouverte de plan`etes extrasolaires gravitant autour d’´etoile de la s´equence principale, toutes masses confondues, est attribu´ee principalement `a la m´ethode des vitesses radiales (ou v´elocim´etrie Doppler). D’autres m´ethodes comme l’astrom´etrie sont prometteuses mais n’ont pas encore fourni de r´esultats d´ecisifs. Chacune de ces m´ethodes est appropri´ee `a la recherche de candidats qui ont certaines propri´et´es. J’insiste sur ces deux m´ethodes, puis j’introduirai les autres projets en cours ou `a venir, qui peuvent conduire `a la d´etection de plan`etes.
2.1 V´elocim´etrie Doppler
Il s’agit de la m´ethode avec laquelle la majorit´e des exoplan`etes g´eantes ont pu ˆetre d´ecouvertes. L’´equipe suisse (Observatoire de Gen`eve) dirig´ee par Mayor et Qu´eloz s’est engag´ee dans l’examen de plus de 300 ´etoiles avec une pr´ecision de 15 m s 1 avec le spectrographe ELODIE `a l’Observatoire de Haute-Provence, puis de plus de 1600 ´etoiles avec une pr´ecision de 5 m s 1avec le spectrographe CORALIE `a La Silla. L’´equipe de l’Observatoire de Lick en examine 500 avec une pr´ecision atteignant 3 m s 1. La d´etection est satisfaisante lorsque le d´ecalage Doppler mesur´e est quatre fois sup´erieur `a la sensibilit´e de l’instrument. Par cons´equent, avec une telle pr´ecision, un Ju-piter `a 5 UA, qui induirait un d´ecalage de 13 m s 1 sur les raies de l’´etoile primaire, serait th´eoriquement d´etectable. Toutefois, la p´eriode orbitale d’une telle plan`ete est de 12 ans, ce qui n´ecessite un programme d’observation tr`es ´etendu dans le temps. L’´equipe de Lick qui a vu entrer sa technique en fonc-tion en 1994 devrait donc attendre au moins 2006 pour esp´erer obtenir des donn´ees significatives pour la d´etection d’un Jupiter `a 5 UA autour des ´etoiles
retenues dans le programme.
Quoiqu’il en soit, il semble difficile de d´etecter des compagnons plan´etaires avec une pr´ecision meilleures que quelques m s 1, les mouvements convec-tifs de l’´etoile induisant eux-mˆemes un d´ecalage estim´e `a au moins 2 m s 1
sur les raies stellaires. Les raies spectrales qui sont observ´ees pour calculer les vitesses Doppler sont produites dans la chromosph`ere de l’´etoile. Cette couche de gaz est sujette `a de nombreux ph´enom`enes parmi lesquels les tˆaches stellaires, le champ magn´etique et la convection. Ils ont pour effet d’´elargir les raies spectrales de l’´etoile et pourraient causer des difficult´es dans l’in-terpr´etation des spectres.
La vitesse radiale est calcul´ee `a l’aide d’une technique de cross-corr´elation qui concentre l’information du d´ecalage Doppler de plusieurs milliers de raies stellaires vues en absorption.
Pour une ´etoile de masse M?et son compagnon substellaire de masse mp, la 3`eme loi de Kepler a la forme :
R3 = G 4π2P2 (M? +mp) (2.1)
P la p´eriode orbitale et R le rayon orbital de la plan`ete. Dans le cas o `u seul un composant du syst`eme binaire est observable (l’´etoile en l’occurence), la somme des masses doit ˆetre remplac´ee par une quantit´e connue sous le nom de “fonction de masse” f(M?,mp) d´efinie par :
f(M?, mp)=
(mpsin i) 3 (M?
+Mp)2 (2.2)
o `u i est l’angle entre la ligne de vis´ee et la normale au plan orbital de la plan`ete. Alors : (mpsin i) 3 (M? +mp) 2 = v3 maxP 2πG (2.3)
Cette expression est valable pour une plan`ete d’excentricit´e nulle ou faible. Par exemple, pour 51 Peg (e = 0.01), connaissant vmax et P, on a f(M?,mp)= 1.361020 kg. Si on suppose l’´etoile bien plus massive que la plan`ete, alors mpsin i = (1.361020M2
? )
1=3. La technique des vitesses radiales n’apporte donc comme information qu’une valeur minimale de la masse du compagnon substellaire, le sin i restant inconnu. Num´eriquement, la masse limite inf´erieure de 51 Peg b est mp =81026kg'0.47 MJ.
Dans le cas plus g´en´eral d’une orbite plan´etaire `a excentricit´e non nulle, l’expression g´en´erale de la demi-amplitude, K=vmax, de la vitesse radiale de l’´etoile, induite par un compagnon en orbite est :
K= 2πG P 1=3 mpsin i (M? +mp)2=3 1 p 1 e2 (2.4)
Le Soleil oscille autour du barycentre du Syst`eme Solaire avec une vitesse ty-pique de 13 m s 1, due principalement aux perturbations gravitationnelles
2.1 V´elocim´etrie Doppler 27
FIG.2.1: Vitesse radiale en fonction de la phase orbitale pour 51 Peg, τ Boo et υ And (Marcy & Butler, 1998).
induites par Jupiter et Saturne (12.5 et 2.7 m s 1, respectivement). Une plan`ete de masse jovienne `a 1 AU causerait une amplitude r´eflex de 28 m s 1sin i, ce qui est facilement d´etectable.
Quelles masses et rayons orbitaux sont d´etectables en utilisant la tech-nique Doppler ? La d´etectabilit´e d´epend du nombre de cycles orbitaux et du nombre d’observations par cycle. Pour les distances orbitales qui sont beau-coup plus courtes que la dur´ee des observations, les techniques de Fourier permettent l’identification des amplitudes de vitesse qui sont comparables aux erreurs Doppler. Mais pour les p´eriodes orbitales qui sont plus longues que la dur´ee des observations, c’est-`a-dire des p´eriodes de plusieurs ann´ees, l’exp´erience montre qu’une d´etection s ˆure n´ecessite que l’amplitude soit4 fois plus grande que l’erreur Doppler. Pour une pr´ecision de 3 m s 1, des am-plitudes de 12 m s 1sont donc tout juste d´etectables.
La technique Doppler est probablement limit´ee `a une pr´ecision de 3 m s 1, due `a la limite de stabilit´e intrins`eque des photosph`eres stellaires. Les vitesses radiales r´eflex sont d´etectables dans les naines seulement avec la condition que leur surface pr´esente des vitesses stables. La turbulence en surface et la pulsation pourraient interdire la d´etection des plan`etes g´eantes ou produire de fausses alarmes. Une ´etude d´etaill´ee de la stabilit´e des vitesses pour des ´etoiles naines de type F, G et K a ´et´e men´ees par Saar & Donahue (1997) et Saar et al. (1997) . Ils ont montr´e que les spectres du flux photosph´erique pr´esentent une variabilit´e de la vitesse intrins`eque qui d´epend de la p´eriode de rotation
de l’´etoile.
Pour les naines de type solaire plus jeunes qu’un milliard d’ann´ees qui tournent en moins de 10 jours, la dispersion des vitesses s’´el`event `a plus de 10 m s 1. Pour des p´eriodes de rotation typiques des naines du champ stellaire, de 10 `a 30 jours, la variabilit´e de la vitesse rms chute de 15 `a 3 m s 1, res-pectivement. La cause probable de la variabilit´e sont les tˆaches qui tournent autour du disque stellaire et la variabilit´e magn´etique `a court terme sur la sur-face stellaire. Les naines froides de plus de 3109ans ont des spectres photo-sph´eriques qui varient de moins de 10 m s 1 RMS, suffisamment calme pour d´etecter un Jupiter. Le spectre du flux solaire pr´esente une vitesse d’environ 4 m s 1(McMillan et al., 1993; Deming & Plymate, 1994).