L’activit´e stellaire On parle d’activit´e de mani`ere g´en´erique pour d´esigner `a la fois les taches magn´etiques, les points chauds, les ´eruptions, etc..., i.e. toute inhomog´en´eit´e de surface intrins`eque `a l’´etoile. Ces inhomog´en´eit´es ajoutent un bruit aux mesures de vitesses radiales appel´e “jitter”. Les taches produisent une variation de vitesse radiale qui est un cas d’´ecole du mim´etisme avec l’ef-fet d’une plan`ete. Une tache suit la rotation stellaire et au fil de cette rotation occupe une partie du disque qui s’approche ou qui s’´eloigne de l’observateur, i.e. une partie plus bleue ou plus rouge que la moyenne du disque stellaire. La pr´esence d’une tache sur la surface de l’´etoile correspond `a une baisse chromatique de la profondeur des raies qui se traduit par une variation de la mesure Doppler (Fig. 3.11). La variation de vitesse radiale ainsi produite se confond ais´ement avec la variation induite par un compagnon plan´etaire. Pour valider la d´ecouverte d’une plan`ete la p´eriode de rotation doit ˆetre connue et/ou d’autres diagnostiques doivent ˆetre mis en oeuvre (cf. §3.6 et 4.4).
Le nombre fini de cellules convectives Nous mesurons le d´ecalage Doppler des photons ´emis par l’´etoile observ´ee. Chaque photon quitte une cellule convective diff´erente et toutes les cellules ne sont pas anim´ees d’une mˆeme vitesse. La vitesse instantan´ee mesur´ee n’est donc que la moyenne des vitesses des n cellules convectives recouvrant la surface stellaire observ´ee. Dans le cas du Soleil il existe∼ 106 cellules anim´ees d’une vitesse typique de 1− 2 kms−1. La vitesse instantan´ee mesur´ee est entach´ee d’une incertitude statistique inversement proportionnelle `a la racine carr´ee de 106, soit 1− 2 ms−1.
Dans le cas d’une ´etoile de type solaire cette erreur est rapidement gomm´ee par la dur´ee des temps de poses, d’autant plus qu’elle est en pratique domin´ee par les effets de pulsations stellaires dont on ne s’affranchit que par des temps de poses ´egalement plus longs.
N´eanmoins certaines ´etoiles n’auraient que tr`es peu de cellules convectives. Peut-ˆetre seulement quelques dizaines dans le cas des super g´eantes rouges, induisant donc un bruit statistique instantan´e de plusieurs centaines de m s−1. Qu’en est-il pour les naines M ?
Les naines M sont plus petites que les ´etoiles de type solaires. Si la taille des cellules convectives ´etaient comparables `a celles observ´ees sur le Soleil, elles seraient moins nombreuses et le bruit sta-tistique plus grand. La r´esolution angulaire des instruments d’aujourd’hui ne permet pas de connaˆıtre cette structure. Toutefois les mod`eles num´eriques (Ludwig et al. 2002) montrent que la taille des cel-lules sont ´egalement plus petites pour les naines M de sorte que leur nombre est semblable aux ´etoiles de type solaire. L’amplitude typique de leur vitesse est ´egalement plus petite. De plus, les naines M ´etant peu lumineuses nos temps d’int´egration sont plus longs que pour beaucoup d’´etoiles de type solaire et on moyenne donc d’autant plus les mouvements radiaux de la convection.
Le nombre fini de cellules convectives n’est donc pas limitant dans le cas des naines M. Nous le v´erifions en pratique car pour certaines ´etoiles la dispersion de nos mesures est de l’ordre du m s−1 avec HARPS.
Les pulsations stellaires Les ondes acoustiques qui se propagent dans les int´erieurs stellaires font osciller les ´etoiles selon des modes aux amplitudes et aux fr´equences vari´ees. Les oscillations rendent la surface stellaire inhomog`ene en terme de vitesse radiale. Ainsi les ´etoiles de type F, G et K oscillent avec des p´eriodes entre la minute et la demi-heure et des amplitudes variant de quelques dizaines de cm s−1 `a quelques m s−1 (Fig. 3.12). Les amplitudes de ces oscillations vont d’ailleurs croissantes avec la taille des ´etoiles (ou leur type spectral). Qu’en est il des naines M ?
B.
b a c d e b a c d e a b c d e a b c d eA.
A. A.
B.
B.
FIG. 3.11: Sch´ema illustrant la variation du barycentre des raies spectrales sous l’influence d’une tache accom-pagnant la rotation de l’´etoile. On distingue 2 cas, A et B, pour 2 positions distinctes de la tache sur le disque. A gauche: deux figures illustrant la position de la tache sur le disque stellaire ainsi que 5 r´egions du disque (de a `a e). Dans l’approximation d’une rotation solide, les traitill´es sont des isocontours pour les vitesses de rotation. Au milieu: contributions spectrales pour chaque r´egion. Plus la r´egion occupe une surface importante plus la raie spectrale est profonde. De a `a e la position de la raie spectrale subit un d´ecalage Doppler qui varie du bleu au rouge, en accord avec la vitesse de rotation de chaque r´egion. On remarque que la tache, plus sombre, diminue fortement la contribution lumineuse de la r´egion qu’elle occupe. A droite : somme des contributions de toutes les r´egions. Quand une tache occupe une partie du disque qui s’approche de l’observateur (cas A) la somme des contributions est d´ecal´ee vers le rouge. R´eciproquement quand la tache occupe une partie du disque qui s’´eloigne de l’observateur (cas B) la somme des contributions est d´ecal´ee vers le bleu. Pour qui interpr`ete le d´ecalage Doppler en terme de vitesse radiale, l’´etoile semble ˆetre l’hˆote d’une plan`ete.
FIG. 3.12: S´equences de vitesses radiales mesur´ees avec HARPS pour 4 ´etoiles de diff´erents types spectraux. Mˆeme sans p´eriodogramme on reconnaˆıt clairement une p´eriodicit´e de quelques minutes pour chacune de ces ´etoiles. Ces variations de vitesses radiales sont dues aux oscillations acoustiques, et leur amplitude est d’autant plus grande que leur type spectral est pr´ecoce. De haut en bas,α Cen B, HD 20794, HD 160691, β Hydri sont de type spectral K1V, G8V, G3IV et G2IV. D’apr`es Mayor et al. (2003).
Aucune observation ast´erosismologique n’a `a ce jour mesur´e les oscillations d’une naine M. Les naines M sont de petites ´etoiles. Leur mode propre est de plus courte p´eriode et les amplitudes de leur oscillations vraisemblablement tr`es petites, de l’ordre du cm. Les oscillations stellaires ne semblent donc pas une limitation quand on s’int´eresse aux naines M. Cela est confirm´e par nos mesures qui ne montrent pas de dispersion de vitesses.
FIG. 3.13: Gauche : Centre de la raie H du Ca pr´esentant une composante en ´emission pour les ´etoiles actives (haut), contrairement aux ´etoiles non actives (bas). Droite : Relation entre activit´e chromosph´erique et “jitter” de vitesse radiale pour les naines F (bas), G (milieu) et K (haut) de l’´echantillon CORALIE de recherche de plan`etes. D’apr`es Santos et al. (2000b).