Liste des publications du programme CoRoT

Vous trouverez, dans cette section, la liste des publications des détections du programme Co- RoTauxquelles j’ai personnellement participé.

– Transiting exoplanets from the CoRoT space mission - I. CoRoT-exo-1b : a low-density short-period planet around a G0V star :

Barge, P., Baglin, A., Auvergne, M., Rauer, H., Léger, A., Schneider, J., Pont, F., Aigrain, S., Almenara, J.-M., Alonso, R., Barbieri, M., Bordé, P., Bouchy, F., Deeg, H. J., La Reza, De, Deleuil, M., Dvorak, R., Erikson, A., Fridlund, M., Gillon, M., Gondoin, P., Guillot, T., Hatzes, A., Hebrard, G., Jorda, L., Kabath, P., Lammer, H., Llebaria, A., Loeillet, B., Ma- gain, P., Mazeh, T., Moutou, C., Ollivier, M., Pätzold, M., Queloz, D., Rouan, D., Shporer, A., Wuchterl, G., 2008, A&A, 482, L17

– Transiting exoplanets from the CoRoT space mission - II. CoRoT-exo-2b : a transiting pla- net around an active G star :

Alonso, R., Auvergne, M., Baglin, A., Ollivier, M., Moutou, C., Rouan, D., Deeg, H. J., Aigrain, S., Almenara, J. M., Barbieri, M., Barge, P., Benz, W., Bordé, P., Bouchy, F., de La Reza, R., Deleuil, M., Dvorak, R., Erikson, A., Fridlund, M., Gillon, M., Gondoin, P., Guillot, T., Hatzes, A., Hébrard, G., Kabath, P., Jorda, L., Lammer, H., Léger, A., Llebaria, A., Loeillet, B., Magain, P., Mayor, M., Mazeh, T., Pätzold, M., Pepe, F., Pont, F., Queloz, D., Rauer, H., Shporer, A., Schneider, J., Stecklum, B., Udry, S., Wuchterl, G., 2008, A&A, 482, L21

– Transiting exoplanets from the CoRoT space mission - VI. CoRoT-exo-3b - The first secure inhabitant of the Brown-dwarf desert :

Deleuil M., Deeg H., Alonso R., Bouchy F., Rouan D., Auvergne M., Baglin A., Aigrain S., Almenara J.M., Barge P., Bruntt H., Bordé P., Csizmadia S., De la Reza R., Dvorak R., Erik- son A., Fridlund M., Gandolfi D., Gillon M., Guenther E., Guillot T., Hatzes A., Hébrard G., Jorda L., Lammer H., Léger A., Llebaria A., Loeillet B., Mayor M., Mazeh T., Moutou C., Ollivier M., Pätzold M., Pont F., Queloz D., Rauer H., Schneider J., and Wuchterl G., 2008, Accepté

– Transiting exoplanets from the CoRoT space mission. V. CoRoT-Exo-4b : stellar and plane- tary parameters :

Moutou, C., Bruntt, H., Guillot, T., Shporer, A., Guenther, E., Aigrain, S., Almenara, J. M., Alonso, R., Auvergne, M., Baglin, A., Barbieri, M., Barge, P., Benz, W., Bordé, P., Bouchy, F., Deeg, H. J., de La Reza, R., Deleuil, M., Dvorak, R., Erikson, A., Fridlund, M., Gillon, M., Gondoin, P., Hatzes, A., Hébrard, G., Jorda, L., Kabath, P., Lammer, H., Léger, A., Lle- baria, A.,Loeillet, B., Magain, P., Mayor, M., Mazeh, T., Ollivier, M., Pätzold, M., Pepe, F., Pont, F., Queloz, D., Rabus, M., Rauer, H., Rouan, D., Schneider, J., Udry, S., Wuchterl, G., 2008, A&A, 488, L47

4.3.4 Bilan

Après à peine 1 an et demi d’activité, le bilan du programme exoplanètes du satellite CoRoT est bon. Le programme compte, à ce jour, 4 planètes détectées, dont 3 Jupiter-chauds et 1 planète massive. Pour le moment aucune planète de faible masse n’a pu être découverte. Les algorithmes de détection, ainsi que la stratégie employée nécessite encore besoin une optimisation. L’analyse

Bilan 117 des CdL s’est en effet avérée délicate. Plusieurs facteurs, notamment l’apparition de l’effet de pixels chauds sur les CdL ont, semble-t-il, limité l’identification de candidats de faible masse et de petite taille. Un procédé de correction fine est en cours de développement et on imagine que cela permettra de diminuer le seuil de détection actuel. Les différentes campagnes de suivi en VR des candidats ont montré leur efficacité. Le temps alloué au programme sur SOPHIE nous permet d’ailleurs de suivre une grande partie des candidats. Les récentes observations suggèrent, en tout cas, de nouveaux résultats avec des candidats très prometteurs.

Si l’on se permet une comparaison avec le programme SuperWASP, puisque celui-ci existe déjà depuis 2004, le taux de détection de planètes du satellite CoRoT, combiné avec SOPHIE, est de 1 pour 8, légèrement inférieur. Cependant, celui-ci est tout à fait comparable au taux de détection des programmes de recherche de planètes par transit depuis le sol tels que OGLE, HAT, ou encore TrES. Ils présentent un taux de l’ordre de 1 détection sur 10 candidats suivis. Le bilan est donc très correct, même si l’on peut imaginer que la position spatiale de CoRoT devrait lui permettre de détecter un plus grand nombre de candidats. Pour autant, c’est le premier programme spatial de ce type, et l’appréciation de l’analyse des données et de l’organisation du suivi sont encore en phase d’optimisation. Les CdL présentent en effet la signature de pixels chauds perturbant fortement l’analyse de certaines d’entre elles.

Même si le programme exoplanètes CoRoT n’a pas encore atteint sa pleine maturité en terme de réduction de données et de détection, la très grand précision photométrique de l’instrument permet de détecter des rapports de rayons stellaire et planétaire faibles, suggérant la présence de planètes de petit rayon, ou autour d’étoiles actives. La longue base de temps d’observation en continu de CoRoT lui permet également de détecter des planètes de période orbitale intermédiaire. Ces planètes, moins soumises au rayonnement intense de l’étoile, pourrait présentées un rayon plus petit que celles irradiées et très proche de leur étoile, et qui s’avérerait plus en adéquation avec les prédictions des modèles. De plus, la qualité des CdL rend possible des études approfondies à très haute précision quant à la variabilité des étoiles. L’ensemble de ces études ne peuvent être réalisé depuis le sol, et c’est en cela que l’instrument CoRoT est unique.

Chapitre 5

Transit spectroscopique des

Jupiter-chauds

5.1 L’accès à une dimension supplémentaire

On a vu dans les chapitres précédents que l’observation combinée des planètes en VR et par transit (lorsque celui-ci existe) permet de caractériser la masse et le rayon de celles-ci, donnant ainsi accès à leur densité. Il est alors possible d’estimer la composition interne globale de ces objets. Leur caractérisation est donc structurelle et dynamique, grâce à la détermination de l’or- bite dans un plan. Dans le cas où les planètes transitent, il est également possible de déterminer une partie de la structure géométrique du couple étoile-planète. L’observation de l’effet Rossiter- McLaughlin (noté RM par la suite) permet en effet de déterminer le sens de rotation de la planète relatif à son étoile, ainsi que l’angle d’inclinaison entre la normale au plan orbital et l’axe de rotation de l’étoile. On appelle ce phénomène également transit spectroscopique.

Cet effet se manifeste dans la mesure des VR, lorsque la planète transite devant son étoile. La planète masque, au fur et à mesure de son déplacement, diverses régions de l’étoile contribuant à l’élargissement des raies spectrales. En effet, chacune de ses régions constitue une partie du champ de vitesse de la rotation de l’étoile sur elle-même. Il en résulte une distorsion du profil des raies spectrales, et par conséquent de la CCF du spectre, impliquant un décalage dans la mesure de VR en complément de celui observé au cours du mouvement orbital de la planète. La distorsion est similaire à celle observée dans le cas de tâches sur le disque stellaire (voir Fig. 2.10). Lorsque la planète masque les régions s’approchant de l’observateur, les ailes et le côté bleus du profil spectral est déformé, favorisant ainsi un décalage positif de la mesure de VR. Dans le cas contraire où la planète masque les régions s’éloignant de l’observateur, c’est le côté rouge du profil spectral qui apparaît déformé, favorisant alors un décalage négatif de la mesure de VR. Ce sont ces décalages positif et négatif de la mesure de VR au cours du transit de la planète, qui forment la signature de l’effet RM. Ce dernier se manifeste aussi bien dans le cas d’un compagnon planétaire ou stellaire. La première observation de la signature de l’effet RM eut lieu en 1924 pour les étoiles binaires à éclipses β Lyrae et Algol, et est décrite par Rossiter (1924) et McLaughlin (1924). La première observation de cet effet dans le cas d’un compagnon planétaire eut lieu, quant à elle, en 2000 pour HD 209458b, la première planète en transit découverte (Queloz et al. 2000; Bundy & Marcy 2000).

La signature de l’effet RM dépend principalement de la projection de la vitesse de rotation de l’étoile sur la ligne de visée, v sin Is, où Isest l’angle entre la ligne de visée et l’axe de rotation de l’étoile, et de l’angle d’inclinaison entre la normale au plan orbital et l’axe de rotation de l’étoile,

F. 5.1 – Définition des angles λ et Is de l’orbite d’une planète par rapport à la ligne de visée (Figures issues de Ohta et al. (2005)).

que l’on désigne par λ. Les Fig. 5.1 illustrent la position de ces 2 angles dans la dynamique orbitale. L’amplitude de l’effet est en grande partie liée à la vitesse de rotation de l’étoile et peut atteindre quelques dizaines, voire une centaine de m s−1_{. La Fig. 5.2 présente la signature de cet} effet dans différents cas de figure pour une orbite circulaire, illustrant l’influence de chacun des paramètres. La figure de gauche présente un signal symétrique, caractéristique d’un angle λ nul. Une valeur positive de cet angle atténue la contribution du décalage positif en VR au détriment d’un décalage négatif plus prononcé, la planète masquant dans ce cas une plus grande partie des régions "rouges" du disque stellaire (figure centrale). Lorsque l’angle λ est au-delà de +60˚, seule une signature d’un décalage négatif en VR apparaît, comme le montre la figure de droite, indiquant un mouvement de la planète quasi-parallèle à l’axe de rotation de son étoile. L’effet est symétrique par rapport à la courbe de l’orbite et le décalage apparaît positif lorsque l’angle λ est négatif. Ces figures illustrent l’effet observé dans le cas d’une rotation de l’étoile dans le même sens que celui du mouvement de sa planète. Dans le cas contraire, la signature est inversée.

Ohta et al. (2005) sont les premiers à établir les équations analytiques de l’effet RM, dans le cas précis des planètes à transit. Les équations établies supposent que le coefficient d’assombrissement centre-bord est linéaire. En includant ce coefficient, les équations analytiques ne peuvent plus être intégrées de manière exacte. Des relations analytiques sont donc basées sur les résultats des équa- tions pour un assombrissement centre-bord nul ( = 0). De plus, ces équations ne s’appliquent que dans le cas d’un compagnon planètaire en transit devant une étoile, avec un rapport de rayons petit (Rp/Rs < 0, 1). Cet article présente également une étude de l’influence des paramètres stellaires et planétaires sur la forme et l’amplitude de l’effet. Par exemple, l’assombrissement centre-bord, introduit dans le chapitre 2.2.1, joue un rôle relativement important dans l’amplitude de cet effet. La courbe pointillée illustre sur chacune des figures 5.2 la signature de l’effet RM sans inclure l’influence de l’assombrissement centre-bord. On constate que ce paramètre atténue l’amplitude de l’effet aux moments des 2me_{et 3}me _{contacts (aux extremums de l’effet). L’excentricité influe,} quant à elle, sur le centroïde du transit spectroscopique, lorsque l’angle λ est non nul.

Dans le système solaire, les planètes sont alignées avec l’équateur du Soleil à ±5˚. Selon le modèle standard de formation et d’évolution des planètes, celles à courte période, notamment les Jupiter-chauds, se forment loin de l’étoile parent avant de migrer vers le centre du système. Il s’agit donc de savoir si le processus de migration perturbe l’alignement du plan orbital des planètes ou

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F. 5.2 – Illustrations de la signature de l’effet Rossiter-McLaughlin (RM) pour des valeurs d’angle λ égales à 0, 30 et 60˚. L’orbite considérée est circulaire et le paramètre d’impact est de -0,5. Les courbes pointillées représentent la signature simulée sans inclure le paramètre d’as- sombrissement centre-bord (Figure issue de Gaudi & Winn (2007)).

si d’autres processus entrent en jeu. L’étude de l’effet RM des planètes en transit permet alors d’y répondre en mesurant l’angle λ de chaque système.