5.3 Application aux planètes HAT-P-2b, Corot_Exo_2b et X0-3b
5.3.3 Mesure de l’effet RM des planètes X0-3b et Corot_Exo_2b
En plus de la détection du transit spectroscopique de HD 147506b, nous avons également observé le transit spectroscopique des planètes X0-3b et Corot_Exo_2b, dans le cadre du SP2 du consortium exoplanètes SOPHIE et du suivi des candidats CoRoT. L’un des points majeurs dans la caractérisation d’une planète réside dans la détermination du rayon de l’étoile parent. Dans le cas de X0-3b, Johns-Krull et al. (2008) montrent que le rayon Rsde l’étoile X0-3 est estimée à 2,13 R par analyse spectroscopique combinée aux modèles d’évolution stellaire (Girardi et al. 2002). Lorsque les données sont soumises à une détermination par photométrie, le rayon de l’étoile est alors estimé à 1,48 R . La première estimation donne une valeur 30 % plus grande que la seconde. On constate ici clairement la difficulté à déterminer de manière précise le rayon d’une étoile. Pour tâcher d’obtenir une valeur du rayon, nous avons donc re-déterminés les erreurs sur les paramètres dérivés à l’aide d’une méthode de "bootstrap", appliquées aux CdL obtenues par Johns-Krull et al. (2008). De plus, en combinant ces paramètres à ceux de l’orbite, nous avons utilisé une approche Bayésienne, telle que décrite par Pont & Eyer (2004), afin de calculer la distribution de proba- bilité du rayon stellaire. Au final, nous en avons déduit une valeur du rayon de l’étoile X0-3 de Rs= 1.6 ± 0.2 R .
De la même manière que pour HD 147506b (voir chapitre 5.3.1), l’étoile X0-3 a été observée sur une période de 60 jours, permettant ainsi une amélioration significative des paramètres orbi- taux de la planète X0-3b (Hebrard et al. 2008). En effet, l’acquisition de 19 points de mesure de VR, hors transit, confortent les paramètres déterminés par Johns-Krull et al. (2008), lors de la dé- couverte, en divisant d’un facteur 3 à 6 leurs barres d’erreur. Une séquence de 36 mesures de VR a également été réalisée afin d’observer l’ensemble de l’effet RM sur une même nuit, au cours du transit du 28 Janvier 2008. Cette séquence est clairement bruitée et ne laisse pas transparaître une signature évidente, notamment dû au fait que l’on s’attend à un effet commun aux mouvements progrades détectés jusque là. La variation de VR observée montre un décalage négatif d’environ 100 m s−1 sur toute la durée du transit, suggérant un effet RM transverse. Une telle configura- tion peut être observée lorsque l’angle λ est proche de 90˚, le déplacement de la planète devant son étoile étant alors parallèle à l’axe de rotation de celle-ci. Il semblerait que ce soit le cas pour X0-3b, comme le montre la Fig. 5.7.
Nous avons réalisé différents ajustements de l’ensemble des points de mesures de VR, obtenus au cours du transit. En considérant deux cas de figure, nous avons recherché la meilleure adéqua- tion statistique, par minimisation du χ2, entre un effet RM avec un angle λ = 0˚ et un second avec λ = 90˚ (voir Fig. 5.7). Avec un facteur 3 de différence de χ2, cette étude suggère que l’effet RM observé est transverse. La détermination des paramètres, notamment l’angle λ est incertaine. Ce- pendant, ceci constitue un important indice de détection d’une telle signature de l’effet RM, et par conséquent d’une telle configuration pour un système planétaire. Cette dernière favoriserait un scé- nario de formation invoquant des interactions entre planètes, plutôt que les processus de migration (Ford & Rasio 2006). Ceci suggère donc que la formation de planètes à courte période, telles que les Jupiter-chauds, pourrait également résulter d’interactions gravitationnelles entre planètes. La détection d’un second compagnon dans le système pourrait apporter des contraintes supplémen- taires. Pour autant, Ribas & Miralda-Escudé (2007) suggère que ces objets très massifs pourraient finalement être des naines brunes de faible masse, formée par fragmentation d’un nuage de gaz. La détection de X0-3b et de la signature transverse de son effet RM ne contraindrait pas dans ce cas là le scénario de formation planétaire. Ces travaux ont donné lieu à une publication, actuellement soumise dans A&A. Vous pourrez trouver de plus amples détails dans celle-ci en annexe.
F. 5.7 – Effet Rossiter-McLaughlin observé de la planète X0-3b. Les courbes pleine et en tiret représentent la courbe obtenue dans le cas d’une signature RM avec, respectivement, les valeurs maximales et minimales de l’angle i et de a/Rs. La droite en pointillé représente quant à elle le signal orbital simple, sans effet RM.
F. 5.8 – Effet Rossiter-McLaughlin observé de la planète CoRoT_Exo_2b. La courbe solide montre le meilleur ajustement obtenu en utilisant l’amplitude orbital K déterminé par Alonso et al. (2008). La courbe en pointillés représente quant à elle le meilleur ajustement obtenu en considérant K comme un paramètre libre.
Mesure de l’effet RM des planètes X0-3b et Corot_Exo_2b 135
F. 5.9 – Différences de CCF prises à 5 instants différents au cours du transit, comparées par rapport à une référence.
le transit spectroscopique de l’un d’entre eux, Corot_Exo_2b (voir chapitre 4.3). Deux séquences d’observation nous ont permis de détecter l’effet RM. La première fut réalisée grâce au spectro- graphe SOPHIE, elle apparut sous-échantillonnée. Une deuxième fut donc menée avec le spectro- graphe HARPS, un mois et demi plus tard. Elle présente la signature d’un mouvement prograde. Utilisant les paramètres orbitaux et photométriques déterminés par Alonso et al. (2008), nous avons ajusté les valeurs de λ et v sin i aux points de mesure obtenus, en combinant les deux jeux de données SOPHIE et HARPS. Alonso et al. (2008) nous montre que l’étoile est très active, et que les deux séries d’observation ont été réalisées au moment où le flux stellaire est à son minimum (voir Fig. 1 dans Alonso et al. (2008)). Par conséquent les tâches stellaires sont, à ce moment là, à leur phase maximale de visibilité. Saar & Donahue (1997) établit une relation entre le "jit- ter" de VR, le v sin i de l’étoile et le taux de présence de tâches. Celle-ci nous permet d’estimer une variation de VR pouvant atteindre jusqu’à 200 m s−1pic-à-pic, sur la période de rotation de l’étoile de 4,5 jours. Un tel paramètre peut engendrer localement une variation de pente du signal orbital. L’effet maximal apparaît au moment où les tâches d’activité sur l’étoile sont de visibilité maximale, et on estime qu’il introduit un effet de VR d’environ 40 m s−1. C’est ce que montre la Fig. 5.8, l’ajustement hors transit n’est pas parfait. Si l’on augmente l’amplitude K dans notre ajustement ou si l’on le considère comme étant un paramètre libre, ceci améliore significativement l’ajustement, et augmente légèrement les valeurs de v sin(i) et λ dans la solution. L’angle λ déter- miné (λ = 5.0 ± 4.0˚) suggère une valeur proche de zéro, présentant ainsi un système aligné dans le plan de l’équateur stellaire, et une valeur de K supérieure de 40 m s−1.
La détection de ce transit spectroscopique confirme la présence de la planète. En effet, l’ob- servation combinée du signal de VR pendant et hors transit, ainsi que la signature de celui-ci dans la CdL ne peut être engendrée par aucun autre phénomène que la présence d’un compagnon. Au cours du transit, on observe également la variation de la CCF en fonction du temps, illustrant le passage de la planète devant le disque stellaire. La dissymétrie de la CCF que l’on observe est signe de la présence de la planète dans cette région. Cette déformation suit alors le mouvement de la planète devant l’étoile, passant dans l’aile gauche, le milieu et l’aile droite de la CCF. Cette si- gnature a été mise en évidence au cours de la détection de l’effet RM de HD 147506b par Loeillet et al. (2008b); Winn et al. (2007d), ainsi que dans le cas de CoRoT_Exo_2b par Bouchy et al.
(2008). La Fig. 5.9 illustre ce comportement des raies spectrales lors du transit spectroscopique à travers la différence des CCF observées par rapport à une référence. On observe ici clairement le passage de la planète devant son étoile, perturbant la CCF, et par conséquent son bissecteur.