2.2 la M´ ethode des transits
2.2.5 La variabilit´ e stellaire
Les ´etoiles sont le si`ege d’une activit´e intense se manifestant par des ´ejections de mati`ere, de la granulation, des taches sombres etc. . .. Cette activit´e se signale par une variabilit´e du flux ´emis par l’´etoile et qui perturbe le signal photonique. Les ph´enom`enes en cause peuvent induire des changements sur des ´echelles de temps commensurables avec les transits. Par exemple l’apparition d’une tache sombre entraˆın´ee par la rotation de l’´etoile peut imiter la signature d’un transit. La variabilit´e Solaire atteint 1/1000 et l’on attend 10 fois plus pour d’autres ´etoiles. Plus une ´etoile est chaude, plus elle est active. Pour les ´etoiles calmes, les temps caract´eristiques attendus pour les ph´enom`enes mis en cause sont sup´erieurs `a ceux des transits et doivent pouvoir faire l’objet d’un filtrage num´erique.
On peut estimer `a partir de quelques hypoth`eses simples la proportion d’´etoiles qui auront un niveau d’activit´e acceptable pour la d´etection des transits :
– le niveau d’activit´e diminue brutalement avec le nombre de Rossby R0 = Prot/Tconv, ou Prot est la p´eriode de rotation de l’´etoile et Tconv le temps de retournement de la convection. Une ´etoile en rotation rapide sera le si`ege de mouvements plus violents. Pour R 6 0.66, la variabilit´e devient acceptable, comprise entre 0.1 et 0.001.
– La rotation d’une ´etoile diminue constamment avec son ˆage. Soderblom (1983) a v´erifi´e par l’observation pour les Hyades que Protest proportionnel `
a la racine de l’ˆage de l’´etoile. Le coefficient de proportion d´epend du type spectral1 2.
– Pour un type spectral donn´e, on peut donc calculer l’ˆage `a partir duquel R 6 0.66. En comparant cet ˆage `a la dur´ee de vie de l’´etoile, on obtient la 1Le type spectral est le classement des d’´etoiles par gamme de temp´eratures. Il est d´esign´e par une lettre O,B,F,G,K ou M par temp´erature d´ecroissante
18 La d´etection des plan`etes extra-solaires
fraction des ´etoiles calmes. On r´ep`ete le calcul pour chaque type spectral pr´esent dans le champ, correctement pond´er´e.
Les r´esultats sont pr´esent´es en table 2.2. On peut compter sur une proportion de 80% d’´etoiles suffisamment calmes.
Tab. 2.2 –Fraction d’´etoiles ayant r´eduit leur activit´e, en fonction du type spectral Type spectral Tconv(jours) tmin(Gyr) T(Gyr) fraction
F8 3 0.2 4 0.95 G0 8 0.9 9 0.90 G2 10 0.7 1. 0.93 G5 20 2 1.2 0.83 G8 30 4 1.6 0.75 K0 30 3 3 0.9 K3 30 2.2 >0.9 K5 30 2 >0.9
Dans les ´etoiles les plus calmes dont fait partie notre Soleil, les principales variations photom´etriques attendues `a l’´echelle de temps des transits sont dues aux r´egions actives et aux mouvements turbulents. Des travaux sont men´es pour mieux connaˆıtre ces ph´enom`enes.
Mod`ele de rotation des r´egions actives
Les r´egions actives apparaissent et disparaissent sans cesse, entraˆın´ees par la rotation de l’´etoile. Lanza et al. (2003) ont ´etudi´e la variation du flux Solaire dans les donn´ees acquises entre 1996 et 2001 par l’instrument VIRGO `a bord de la sonde SoHO. Pour mod´eliser la variabilit´e, ils consid`erent un nombre discret de r´egions actives r´eparties `a la surface d’une sph`ere en rotation. En dehors de ces r´egions, la brillance du disque stellaire croˆıt vers le centre sous l’effet de l’assombrissement centre-bord. C’est un effet d’incidence rasante qui fait qu’un rayon lumineux issu du bord du disque de l’´etoile traverse une plus grande ´epaisseur d’atmosph`ere stellaire qu’un rayon issu du centre du disque. Les couches internes chaudes et intenses nous sont donc masqu´ees. Un exemple de param´etrage de leur mod`ele est donn´e figure 2.5.
Lanza et al. (2003) ont utilis´e trois r´egions actives renouvel´ees tous les sept jours en taille et position pour tenir compte de leur ´evolution propre. A l’image des taches Solaires, les r´egions sont form´ees d’une zone sombre de moindre convection cercl´ee de facules brillantes. Leur simulation comporte onze param`etres libres : 6 de position, 3 d’aire des surfaces actives, 1 de brillance
2.2 la M´ethode des transits 19
Fig. 2.5 – D´eplacement de taches sombres sur une sph`ere non homog`ene en rotation.
du disque d’arri`ere-plan, le dernier est la p´eriode de rotation Solaire. Ils ont ajust´e au mieux ces param`etres en minimisant une statistique du χ2. L’accord a permis de reproduire de mani`ere fiable la variabilit´e bolom´etrique du Soleil sur une ´echelle de sept `a dix jours, en dehors de son maximum d’activit´e. L’erreur r´esiduelle est de l’ordre de 2.10−4. La figure 2.6 d´etaille cet ajustement pour deux p´eriodes de quelques semaines. En retranchant le mod`ele des donn´ees r´eelles, cette technique r´eduit le bruit d’activit´e Solaire d’un ordre de grandeur.
Fig. 2.6 –Accord entre simulation et flux Solaire pour deux plages de temps. La varia-tion relative de luminosit´e figure dans le cadran sup´erieur. Les points de mesure sont en gras, la simulation est la ligne continue qui ´emerge `a t = 2000.02. Les points du mod`ele ne sortent pratiquement pas des points mesur´es. Le cadran inf´erieur contient le r´esidu.
Outre sa capacit´e `a r´eduire l’effet de la variabilit´e stellaire dans les courbes de lumi`ere, cette technique devrait fournir des indications sur la rotation propre de l’´etoile ainsi que l’inclinaison de son axe. Pour l’utiliser dans la recherche de transits, il faut rester vigilants `a ce que l’ajustement du mod`ele n’int`egre pas le transit lui-mˆeme comme une configuration particuli`ere de l’activit´e.
20 La d´etection des plan`etes extra-solaires
Mod`ele de spectre de granulation
L’autre principale source de variabilit´e stellaire est la convection. Les diff´erentes ´echelles des cellules se traduisent par diff´erents temps caract´eristiques (voir Tab.2.3).
Tab. 2.3 – Ph´enom`enes convectifs types.
Activit´e T (s) f R´egions actives 1 `a 3.105 5 µHz super granulation 3 `a 7.104 20 µHz m´eso granulation 8 000 125 µHz granulation 200 `a 500 3 mHz points brillants 70
Les diff´erentes ´echelles de granulation contribuent ind´ependamment au spectre de l’´etoile. Harvey et al. (1993) consid`erent que chaque granulation apporte au spectre d’irradiance la contribution :
P (ν) = A
1 + (2πνT )b
qui correspond `a la d´ecroissance exponentielle d’une fonction d’autocorr´ ela-tion de temps caract´eristique T . A est l’amplitude et b un coefficient `a d´eterminer.
Pour ´etudier l’influence de la granulation sur la d´etection des transits, Aigrain et al. (2003) ont ´elabor´e une m´ethode qui reproduit efficacement le spectre des mesures VIRGO SoHO sur la p´eriode de 1996 `a 2001. L’objectif est de simuler des courbes de lumi`ere pour tester la robustesse des algorithmes de d´etection. Dans leur m´ethode, ils consid`erent le spectre d’une section de courbe de lumi`ere SoHO de longueur L = 180 jours. Ils l’ajustent avec un premier jeu de param`etres A1, T1, b1, puis ils affinent l’accord `a l’aide du jeu A2, T2, b2 et ainsi de suite jusqu’`a ce que l’apport d’une nouvelle composante n’apporte pas d’am´elioration. Ils appliquent le mˆeme traitement pour la section suivante, obtenue en d´ecalant l’origine de 20 jours et en utilisant les Ai, Ti, bi comme nouvelles valeurs initiales. La figure reproduite ici (Fig.2.7) montre un exemple d’ajustement de spectre. Il s’av`ere que trois composantes sont suffisantes pour mod´eliser le spectre Solaire.
Men´e dans plusieurs bandes de couleur, l’exercice souligne que pour le Soleil l’effet de la granulation est plus marqu´e dans le vert et le bleu que dans le rouge.
2.2 la M´ethode des transits 21
Chapitre 3
La recherche de plan`etes
extrasolaires avec Corot
3.1 Pr´esentation de la mission
Corot (pour COnvection ROtation and planetary Transits) est une mission spatiale pour la d´etection de plan`etes par la m´ethode des transits. Elle observera 60 000 ´etoiles de mani`ere continue pendant 5 p´eriodes de 150 jours. Elle offre une pr´ecision photom´etrique atteignant 7.10−4 pour des ´etoiles de magnitude 12 `
a 15.5 en flux int´egr´e pendant une heure.
Corot fait partie des ’mini missions’ du CNES, qui en assure la maˆıtrise d’ouvrage et le lancement. C’est un projet Europ´een qui a vu le jour sous l’impul-sion du Laboratoire d’Etudes Spatiales et d’Instrumentation en Astrophysique (LESIA, `a Meudon), de l’Institut d’Astrophysique Spatiale (IAS, `a Orsay) et du Laboratoire d’Astrophysique de Marseille (LAM), cadre de la pr´esente th`ese. Corot embarque deux exp´eriences de photom´etrie de haute pr´ecision : L’une de sismologie stellaire, consacr´ee `a l’´etude des couches profondes par la mesure des modes d’oscillation de l’´etoile (le ’chant’ des ´etoiles) sous l’effet de la pression et de la gravit´e (Baglin et al. 2001) ; l’autre de d´etection d’exoplan`etes par la m´ethode des transits 1. Les observations sont r´eparties `a raison de 5 champs de 12 000 ´etoiles pendant les 2ans 12 que dure la mission
L’instrument Corot est un petit t´elescope de ∅27cm. Le lancement est pr´evu `
a Ba¨ıkonour au 2`eme semestre 2006 par une fus´ee SOYUZ. L’orbite polaire inertielle permet de conserver une direction d’observation fixe pendant six mois sans ˆetre ´ebloui par le Soleil ni masqu´e par la Terre (voir Fig. 3.1). L’orbite situ´ee 1Les sites officiels de Corot se trouvent sur http ://corot.oamp.fr/ et http ://smsc.cnes.fr/COROT/. Le site consacr´e aux exoplan`etes peut ˆetre consult´e sur http ://media4.obspm.fr/exoplanetes
24 La recherche de plan`etes extrasolaires avec Corot
`
a 896 Km d’altitude est parcourue en 1h42min. Un observateur situ´e sur Corot verrait l’horizon terrestre tourner autour de la ligne de vis´ee en 1h42, `a 20 degr´es d’elle, tout en d´efilant continˆument. Ce d´efilement ferait alterner les p´eriodes jour et nuit une fois par orbite. Le Soleil se d´eplacerait lentement `a l’arri`ere passant en six mois d’un cˆot´e `a l’autre. Apr`es six mois, le Soleil commence `a passer `a l’avant. Corot est pivot´e de 180° et un nouveau semestre d’observation d´ebute. Ni la lune ni les plan`etes du syst`eme solaire ne passent pr`es de cette ligne de vis´ee.
Fig. 3.1 – Corot pointe perpendiculairement au plan de son orbite. La Terre ne passe jamais dans le champ. Le Soleil reste dans le “dos” de Corot durant un semestre. Le satellite est pivot´e de 180˚apr`es chaque phase d’observation.
L’altitude du satellite est un compromis. Trop basse l’horizon lumineux serait pr`es de l’axe de vis´ee, trop haute le champ magn´etique terrestre ne prot´egerait plus Corot contre les rayons cosmiques ionisants, principalement rencontr´es lors la travers´ee de l’anomalie de l’atlantique sud (SAA).
Le satellite est constitu´e de l’instrument Corot port´e par une plate-forme g´en´erique PROTEUS (Plate-forme Reconfigurable pour l’Observation, pour les T´el´ecommunications et les Usages Scientifiques) d´evelopp´ee par le CNES. C’est elle qui assure les fonctions de communication, pointage, ´energie etc. . .. Les panneaux solaires pivotent tous les 15 jours pour suivre le mouvement apparent du Soleil.
L’orientation du satellite dans les trois axes est maintenue constante par un m´ecanisme dynamique. Toute variation est d´etect´ee par les senseurs stellaires et gyrom`etres de la plate-forme. Celle-ci d´eclenche une action contraire en modifiant la vitesse de roues `a inertie dans les trois axes. Le couple moyen des forces externes n’´etant pas nul dans le rep`ere du satellite, la vitesse des roues `
a tendance `a augmenter en permanence. Pour les ralentir, on les couple p´ erio-diquement avec le champ magn´etique terrestre `a l’aide de magn´eto-coupleurs.
3.1 Pr´esentation de la mission 25
Cette op´eration s’appelle la d´esaturation. La constance du pointage est un point critique pour Corot car les fluctuations de vis´ee induisent un bruit de mesure : le bruit de jitter (d´etaill´e au chapitre 5). PROTEUS offre une pr´ecision standard de 1 `a 2 secondes d’arc (not´ees 2”), ce qui correspond `a un “flotte-ment” sup´erieur demi-pixel, excessif pour Corot . Une des sp´ecificit´e de cette mission est d’am´eliorer ce pointage en confiant la mesure de la consigne au t´ eles-cope lui-mˆeme. On esp`ere ainsi un jitter inf´erieur a 0.15” d’arc, soit 1/10ede pixel.
Moins de 6% du temps sera perdu pour la mesure, principalement `a cause de la rotation des panneaux solaires, de la travers´ee de la SAA, et des calibrations.
La table 3.1 indique les principales caract´eristiques de la mission.
Tab. 3.1 –Caract´eristiques techniques de la mission Corot .
Masse entre 570 et 630 kg
Masse Charge Utile ' 270 kg
Hauteur 4100 mm
Diam`etre 1984 mm
Puissance ´electrique 380 W Pr´ecision du pointage 0.15 arcsec
T´el´em´etrie 900 Mbit/jour
Orbite 896 Km
P´eriode 1h 42min
Dur´ee d’exposition 512s (8.5 min), en sommant 16 poses de 32s Nombre de cibles 60 000, `a raison de 5 champs de 12 000 Dur´ee d’observation continue 6 mois par champ
Dur´ee totale de la mission 2 ans 1/2
∅ pupille d’entr´ee 27cm
champ exoplan`etes 3.5 deg2
mV cibles de 10.5 `a 15.5
Longueurs d’onde 370 `a 950 nm
Sensibilit´e ∆F/F = 7.10−4 `a mV = 15.5
R´ejection du baffle 10−13
Objectif 6 lentilles dioptriques
CCD 2048 × 2048
Taille pixel 13.5µm
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