Recherche de planètes jeunes : réduction et analyse d`un

Recherche de planètes jeunes : réduction et
analyse d’un programme d’observations au
VLT/NACO
M2 Planétologie Ile-de-France - UPMC
Stagiaire : Melody SYLVESTRE
Directeur de Stage : Anthony BOCCALETTI
5 mars au 25 juin 2012
LESIA

Abstract
Dans ce rapport, je présente les résultats d’observations de 10 étoiles observées au
VLT en 2010. Ces étoiles font partie d’un plus grand programme d’observations (16
étoiles) dont l’objectif était de détecter des planètes joviennes jeunes de température
inférieure à 1300 Kpar imagerie directe. Les cibles de ces observations étaient des étoiles
jeunes (.200 Myr) et proches (<25 pc) de divers types spectraux. Ces observations
ont été réalisées grâce à l’instrument NACO en combinant de l’optique adaptative, de la
coronographie, de l’ADI (Imagerie Différentielle Angulaire) et du SDI (Imagerie Différen-
tielle Spectrale). Les images ont été prises simultanément dans trois longueurs d’onde
entourant la bande d’absorption du CH4à1.62 µm qui peut être détectée dans le spectre
des naines brunes et des planètes joviennes de température inférieure à 1300 K. Aucun
compagnon planétaire n’a été détecté. Cependant les performances de ce programme
d’observations ont été évaluées. Les meilleures limites de détection en contraste (flux
de la planète divisé par celui de l’étoile) sont obtenus pour l’étoile HIP14555 et sont
de l’ordre de 3×10−6à moins de 100, c’est-à-dire dans une zone susceptible d’abriter
des planètes. Pour cette étoile, en supposant un âge de 50 Myr et qu’elle est située
à20 pc, cela correspondrait à une planète de 4±4
2MJ(en prenant en compte les in-
certitudes dues aux erreurs sur l’âge et le choix du modèle atmosphérique pour la planète).
In this report, I present the results of a survey of 10 stars observed at VLT in
2010. These stars are part of a larger survey (16 stars) which goal was to detect young
jovian planets with temperature lower than 1300 Kby direct imaging. The targets
of this survey were young (.200 Myr) and close stars (<25 pc) of various spectral
types. These obervations were made with the instrument NACO, combining adaptative
optics, coronagraphy, ADI (Angular Differential Imaging) and SDI (Spectral Differential
Imaging). Images were taken simultaneously in three different wavelengths surrounding
the methane absorption bandhead at 1.62 µm found in the spectrum of brown dwarfs
and gas giant which temperature is lower than 1300 K. No planetary companion was
detected. Nevertheless, the performances of this survey were measured. The best limits
of detection in contrast are obtained for the star HIP14555 and reach 3×10−6at below
100 that is to say in an area where planets can be found. For this star, assuming an
age of 50 Myr and a distance of 20 pc from Earth, this contrast allows to find a planet
of 4±4
2MJ(with the uncertainties because of errors on the age and the choice of the
atmospheric model for the planet).
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Table des matières
A Introduction................................... 4
A.1 Présentation du LESIA . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
A.2 La détection des exoplanètes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
B Traitementdesdonnées............................. 10
B.1 Observations .............................. 10
B.2 Réduction des données . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
C Performances du programme d’observations . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
C.1 Limites de détection en contraste . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
C.2 Types d’objets détectables . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
D Conclusion.................................... 33
Bibliographie 35
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A Introduction
A.1 Présentation du LESIA
J’ai effectué mon stage au LESIA (Laboratoire d’Études Spatiales et d’Instrumenta-
tion en Astrophysique). Ce laboratoire est l’un des sept départements scientifiques de
l’Observatoire de Paris et se situe sur le site de Meudon.
Il s’agit de l’un des plus importants laboratoires d’astrophysique en France. Il se dis-
tingue par la diversité des thématiques abordées. En effet, il est composé de cinq pôles
scientifiques :
– Etoile
– Physique Solaire
– Physique des Plasmas
– Planétologie
– Haute Résolution Angulaire en Astrophysique (ou HRAA)
et de l’équipe transverse Exoplanètes.
Les différents services de ce laboratoire sont également très impliqués dans la
conception, la réalisation et l’exploitation de différents intruments au sol et dans l’espace,
tels que CoRoT (astérosismologie et transits d’exoplanètes), Cassini-Huygens (étude de
Saturne et de ses satellites), Rosetta (étude du noyau de la comète 67P/Churyumov-
Gerasimenko) ou BepiColombo (étude de Mercure).
Mon stage a eu lieu au sein du pôle HRAA. L’équipe de ce pôle développe des
instruments optiques permettant de faire des observations à haute résolution angu-
laire. Cela peut se faire grâce à des techniques telles que l’optique adaptative ou
l’interférométrie. Ainsi, il est possible d’observer les noyaux actifs des galaxies grâce
à l’instrument GRAVITY (General Relativity Analysis via VLT InTerferometrY) ou
d’étudier l’atmosphère et l’environnement des étoiles. Ces techniques peuvent également
être appliquées à la détection d’exoplanètes. Le pôle HRAA contribue par exemple à
la réalisation de l’instrument MIRI (Mid-Infrared Instrument) du JWST (James Webb
Space Telescope) qui permettra de détecter des planètes joviennes autour d’étoiles
proches. Il est aussi impliqué dans la conception du coronographe de l’instrument
SPHERE (Spectro Polarimetric High Contrast Exoplanet REsearch) qui sera installé au
VLT afin de détecter et d’obtenir les caractéristiques spectrales et polarimétriques de
planètes géantes extrasolaires.
A.2 La détection des exoplanètes
Les planètes de notre système solaire sont relativement bien connues. Les missions
spatiales ainsi que les différentes observations au sol nous ont apporté de nombreuses
informations sur leurs caractéristiques physiques (rayon, masse), sur leurs atmosphères
(composition chimique) ainsi que sur les différents processus climatiques ou géologiques
qui s’y déroulent. Cependant, pour mieux comprendre ces astres, il faut également
s’intéresser aux planètes des autres systèmes stellaires. En effet, en rassemblant des
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informations sur les planètes extrasolaires, nous pouvons améliorer notre compréhension
des mécanismes de formation et d’évolution des planètes. Nous pouvons également voir
comment les propriétés des systèmes planétaires varient selon le type de l’étoile centrale,
son âge ou encore le matériau présent lors de la formation du système.
Il existe différentes méthodes de détection des exoplanètes. Ces méthodes sont
complémentaires car elles ne sont pas sensibles aux mêmes types de planètes ni aux
mêmes caractéristiques planétaires. Il existe deux types de méthodes de détection : les
méthodes indirectes et les méthodes directes.
Les méthodes indirectes ne nécessitent pas de "voir" la planète. Elles consistent à
détecter ses effets sur les caractéristiques photométriques ou dynamiques de l’étoile. La
méthode ayant permis de détecter le plus d’exoplanètes à ce jour est celle des vitesses
radiales. Si elle est au centre d’un système planétaire, l’étoile observée tourne autour du
centre de masse du système comme les planètes. Par exemple, Jupiter fait varier la vitesse
du Soleil de 12.5m.s−1sur une période de 11.8ans. On peut détecter ce mouvement (et
donc la présence de planètes) en mesurant l’évolution temporelle de la vitesse radiale
de l’étoile grâce à l’effet Doppler-Fizeau. La première exoplanète a été découverte grâce
à la méthode des vitesses radiales en 1995 à l’Observatoire de Haute-Provence autour
de l’étoile 51 Pegasi. Actuellement, on détecte des exoplanètes par cette méthode grâce
à des instruments tels que le spectrographe HARPS (High Accuracy Radial velocity
Planet Searcher) installé à l’Observatoire de la Silla au Chili. HARPS permet de mesurer
des vitesses radiales de l’ordre de 1m.s−1. On peut également mesurer directement le
mouvement des étoiles dû aux planètes grâce à l’astrométrie. Cette technique sera utilisée
pour détecter des exoplanètes avec le satellite astrométrique GAIA qui sera lancé en
2013. Il pourra mesurer des mouvement d’étoiles avec des précisions de l’ordre de 30 µas
(µas =micro-arcseconde). Le chronométrage pulsar repose sur une méthode similaire,
qui consiste à étudier les modifications de la période d’un pulsar causées par une planète
en orbite autour de lui.
La méthode des transits consiste à observer la diminution de luminosité de l’étoile
quand une planète passe entre l’étoile et l’observateur. Les transits de planètes causent
des variations de la photométrie de l’étoile de l’ordre de 10−2(pour les planètes géantes)
à10−4(pour les planètes telluriques) fois le flux de l’étoile. Cette méthode a permis de
détecter plus de 2300 candidates exoplanètes grâce au satellite Kepler à ce jour (juin 2012,
[Released Kepler Planetary Candidates]). Cependant, il faut confirmer ces détections en
recherchant ces planètes avec la méthode des vitesses radiales. Lors des transits, on peut
également étudier directement les atmosphères des exoplanètes en prenant des spectres
d’absorption (quand la planète passe devant l’étoile) ou de réflexion (pendant les anti-
transits c’est-à-dire quand la planète s’apprête à être occultée par l’étoile). Par exemple, le
télescope spatial Spitzer permet de faire de la spectroscopie des anti-transits en infrarouge.
On peut également détecter des planètes par la méthode des microlentilles gravita-
tionnelles. Quand deux étoiles sont alignées avec l’observateur, le champ gravitationnel
de l’étoile du milieu dévie la lumière de l’étoile la plus lointaine (source) comme une
lentille. Si l’étoile "lentille" a un système planétaire, la déviation et le grossissement
seront différents du cas où l’étoile est "seule". C’est le type d’observations réalisées dans
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