Notre but ´etant d’obtenir une statistique de multiplicit´e des naines M, il est n´ecessaire d’avoir des couvertures en d´etection de masse de compagnon et de p´eriode de binaire op-timales. Afin d’obtenir de telles couvertures, deux moyens d’observations ont ´et´e conjoin-tement mis en œuvre : la spectroscopie et l’imagerie. Cette derni`ere s’est effectu´ee sur des instruments b´en´eficiant d’une technologie d’optique adaptative (voir annexe C).
5.2.1 Spectroscopie
Les observations spectroscopiques, permettant d’obtenir des mesures de vitesses ra-diales1 ont ´et´e r´ealis´ees sur le spectrographe ELODIE, install´e sur le t´elescope de 1.93m `a l’Observatoire de Haute-Provence.
Ce spectrographe `a r´eseau ´echelle permet de couvrir un spectre allant de 390 `a 680nm en une exposition, avec un pouvoir de r´esolution de 42000. Toutes les observations ont ´et´e conduites avec mesure simultan´ee du spectre d’une lampe de calibration au Thorium. Cela nous fait b´en´eficier de la meilleure pr´ecision possible : environ 10m.s−1, hors bruit de photon.
Le processus automatique de pr´e-r´eduction existant sur le site autorise par ailleurs une visualisation imm´ediate du spectre obtenu. Les algorithmes d’extraction du spectre et de calibration en longueur d’ondes sont d´ecrits dans ?.
Les performances d’ELODIE pour la recherche de compagnons sont excellentes. Consid`erons une ´etoile de magnitude en visible comprise entre sept et quinze et ne pr´esentant pas d’activit´e ou de rotation, avec un temps de pose de 900 secondes `a une heure. Alors, l’erreur commise sur la mesure de vitesse radiale due au bruit de photon sera entre 10 et 70 m.s−1. Cela d´epend toutefois du type spectral de l’´etoile observ´ee. Cette pr´ecision permet par exemple la d´etection de compagnons plan´etaires `a courtes p´eriodes autour d’´etoiles de type M. Un bel exemple est d´ecrit par ?.
Toutefois, ce pouvoir de d´etection peut ˆetre mis en d´efaut par l’activit´e magn´etique que certaines ´etoiles pr´esentent (les types spectraux plus tardifs que M5 en particulier) ou des vitesses de rotation tr`es ´elev´ees (rotateurs rapides). Cette activit´e (ou rotation) brouille les spectres de ces ´etoiles et conduit `a des mesures de vitesses radiales fauss´ees.
Observations 53
Figure 5.1 – Ecarts-type mesur´es pour les ´etoiles de l’´echantillon. En haut, en fonction de leur magnitude apparente en V, et en bas, en fonction du type spectral. Pour chaque figure, on a fait un zoom (figure de droite) sur la premi`ere partie du graphique (moins de 150 m.s−1). Les cercles d´esignent les ´etoiles dont le v. sin(i) est plus bas que 5 km.s−1 et les disques celles dont le v. sin(i) est au-dessus de cette valeur.
La figure 5.1 donne une id´ee des capacit´es d’ELODIE au regard de notre ´echantillon pr´ecis. Cette figure pr´esente les ´ecarts-type (dispersion sur la vitesse radiale de l’´etoile) mesur´es sur toutes les ´etoiles simples (ou dont on n’aurait pas d´etect´e les compagnons) de notre ´echantillon. Parmi les ´etoiles ayant des dispersions en vitesses radiales allant au del`a de 200 m.s−1, toutes sauf une ont des vitesses de rotation ´elev´ees. Les ´etoiles ne pr´esentant pas de rotation, et brillantes (V > 11), poss`edent des ´ecarts-type compris entre 15 et 50 m.s−1, alors que les ´ecart-type des ´etoiles les plus faibles sont entre 25 et 150m.s−1. Ces
54 Echantillon et observations
valeurs serviront en particulier `a simuler l’efficacit´e de nos observations spectroscopiques pour la correction des biais observationnels, j’y reviendrai dans le chapitre 7.
Conduite des observations :
Lorsque j’ai commenc´e le travail statistique sur les naines M que je vais d´ecrire dans les chapitres suivants, mes directeurs de th`ese et leur collaborateurs avaient d´ej`a effectu´e plusieurs ann´ees d’observations spectroscopiques sur l’´echantillon.
Ces ´etoiles avaient ´et´e observ´ees en moyenne pendant cinq `a six ans, et pour certaines jusqu’`a 10 ans.
Pendant ces observations en spectroscopie, la recherche d’orbite a ´et´e syst´ematique d`es qu’un compagnon ´etait d´ecouvert. Toutefois, il n’a pas ´et´e possible d’aboutir `a une connaissance compl`ete de l’orbite pour certains compagnons. Les orbites de p´eriodes faibles ou moyennes ont pu ˆetre d´etermin´ees grˆace au logiciel ORBIT. Pour les cas plus difficiles, on a appliqu´e la m´ethode de la longueur de chaˆıne2.
5.2.2 Optique adaptative
Afin de d´etecter les binaires visuelles en plus des binaires spectroscopiques (voir annexe B), des observations en imagerie ont ´et´e men´ees entre 1996 et 2002.
Elles ont ´et´e conduites au CFHT, en utilisant PUE’O, un syst`eme d’optique adaptative. Cet instrument fut coupl´e successivement `a deux cam´eras :
– MONICA (?) d´evelopp´ee `a l’Universit´e de Montr´eal, et utilis´ee jusqu’en novembre 1997.
– KIR (?), une cam´era sp´ecialement con¸cue pour PUE’O et mont´ee `a partir de d´ecembre 1997. Elle a un bruit de lecture inf´erieur `a celui de MONICA, ce qui am´eliore sa d´etectivit´e.
Les cam´eras MONICA et KIR ont des champs de 8.7×8.7 et 36×36 secondes d’arc respectivement, pour des tailles de pixel de 0.34 et 0.35 seconde d’arc respectivement. KIR ´etant la cam´era qui a ´et´e la plus utilis´ee durant ces observations du fait de leur ca-lendrier, c’est elle qui servira de r´ef´erence technique (en particulier pour les simulations, voir chapitre 7).
Les performances de KIR dans la bande J permettent grˆace `a une image qui n’est plus limit´ee que par la diffraction (jusqu’`a 1.25 µm) de r´esoudre par exemple les deux membres d’une binaire ayant une p´eriode de un an, situ´ee `a une distance de 10 pc.
Pour ce qui est de la proc´edure d’observation, les ´etoiles de l’´echantillon furent d’abord observ´ees dans une bande afin de d´eterminer leur nature (simple, ou poss´edant un com-pagnon). En g´en´eral cette bande fut H (1.65 µm), mais en cas de mauvais seeing, c’est la bande K qui a ´et´e utilis´ee.
L’observation d’un objet prenait environ 16 minutes, r´eparties en quatre poses
Observations 55
dant `a une mosa¨ıque sur l’objet (voir chapitre 11).
Le champ de PUE’O permet de rep´erer des compagnons d’´etoiles de s´eparations com-prises entre 0.7 (la taille de 2 pixels, pour que les objets soient s´epar´es) et 36 secondes d’arc (le demi champ de PUE’O, on consid`ere que l’´etoile observ´ee est plac´ee approxi-mativement au centre du champ). Pour une naine M situ´ee `a 10 parsecs, cela autorise la d´etection de binaires ayant des p´eriodes comprises entre 1 an et quelques milliers d’ann´ees.
La figure 5.2 montre la sensibilite de PUE’O. On a trac´e la limite de d´etection d’une binaire (par rapport au contraste de magnitude entre les deux composantes) en fonction de la s´eparation existant entre la primaire et son compagnon. Les courbes obtenues par D. Segransan3 `a partir des observations r´ealis´ees avec PUE’O. Le graphique montre que la courbe de d´etection n’est pas d´ependante du type spectral de l’´etoile primaire.
Figure 5.2 – Sensibilit´e de PUE’O. Les courbes sont les limites de d´etection, montrant la diff´erence de magnitude acceptable entre les deux composantes en fonction de la s´eparation. Elles sont trac´ees pour trois types spectraux typiques de notre ´echantillon : M1V, M3V et M5V. Les triangles pleins correspondent `a des objets ayant des compagnons confirm´es.
Pour des s´eparations sup´erieures `a 1.5 seconde d’arc, la sensibilit´e de PUE’O est li-mit´ee par le bruit de fond, ce qui permet la d´etection de compagnons plus faibles de 8 magnitudes que leur primaire. Toutefois, nous avons quelques compagnons non confirm´es (´etoiles du fond, ou compagnons r´eels ?) avec des contrastes de magnitude ∆H compris entre 4 et 8. Pour ces ´etoiles, des mesures compl´ementaires sont n´ecessaires.
56 Echantillon et observations
Pour cette ´etude, nous sommes par cons´equent capables de confirmer des binaires visuelles ayant un contraste de magnitude ∆J inf´erieur `a 4. Pour mon ´etude, j’ai en fait utilis´e la condition ∆K inf´erieur `a 4 car je disposais de magnitude en K. Ce qui est ´equivalent car nos objets ont un J-K constant. Cette limite ∆K inf´erieur `a 4 correspond pour une primaire de masse M1 = 0.1M `a un compagnon de masse M2 = 0.065M , pour M1 = 0.3M cela donne M2 = 0.078M et pour M1 = 0.6M cela donne M2 = 0.10M . Cela correspond donc `a des compagnons proches des naines brunes mˆeme pour les ´etoiles les plus massives de l’´echantillon.