Méthodes indirectes de Détection des exoplanètes

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1 Méthodes indirectes de Détection des exoplanètes
La mesure poussée aux limites (mises par la physique plutôt que la technique) D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

2 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes
Bibliographie M. Perryman 2001 : soumis à Rep. Prog. Phys. J. Schneider : 1999, CR Acad. Sci. Paris, 327, serieIIb, p. 621 Site web "encyclopedia of extrasolar planets" S. Udry : Ecole de Goutelas XXIII "étoiles doubles" From extrasolar planets to cosmology in VLT opening symposium D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

3 Les différentes voies de la détection
D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

4 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes
1 - Le mouvement reflex 10 m/s 5 nano rds temps vitesse angle Mouvement autour du Centre de gravité Longitudinal :vitesses radiales Transversal : astrométrie différentielle Temporel : chronométrage des pulsars D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

5 La technique la plus productive aujourd'hui
1.1 Vitesses radiales La technique la plus productive aujourd'hui D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

6 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes
L'effet recherché Mouvement de l' autour du CdG a* = a (Mp/M*) Amplitude de la variation de vitesse : K = (2pG/P)1/3 Mp sin i M*-2/3 (1-e2)-1/2 e = excentricité (c/a) i = inclinaison (plan orbite / plan du ciel) En unité commodes : K = 28.4 (P/an)-1/3 (Mp sin i/MJ) (M*/M)-2/3 (1-e2)-1/2 m/s K = 28.4 (a/AU)-1/2 (Mp sin i/MJ) (M*/M)-1/2 (1-e2)-1/2 m/s Où on a tenu compte de Kepler : (a/AU)3 = (M*/M) (P/an)2 Exemples : Jupiter / Soleil : K = 28.4/51/2 = 12.7 m s-1 ; 51 Peg : = 127 m s-1 Terre / Soleil : K =0.1 m s-1 !! D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

7 Exemples 51 Peg (Mayor & Quelloz) Elodie OHP HD168443 HD210277
O.44 MJ , 4.23 jours, AU HD210277 HD168443 Marcy et al. (HIRES/Keck) Excentricité importante D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

8 Propriétés de la mesure
On ne mesure que M sin i donc une limite inférieure de la masse ; on parle de dégénerescence Favorise les planètes à orbite serrée : a-1/2 Favorise bien sûr les planètes massives Permet de dériver l'excentricité La distance de l'étoile n'intervient pas en principe En fait elle intervient via le rapport Signal/Bruit Il faut des mesures sur une durée de plusieurs P pour confirmer le caractère périodique Plusieurs planètes détectables par ajustement car le signal est simple : e.g. Upsilon Andromedae où on a détecté 3 planètes : (0.71, 2.11, 4.61 MJ) ,( 0.059, 0.83, 2.50 AU) D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

9 Principe de la mesure Doppler
Spectrographie haute résolution à grand domaine spectral : spectrographe échelle croisé Résolution = 4 à  dV = 5 km s-1 : problème ? En fait on détermine le centre d'une raie avec une précision qui peut être grande devant la résolution : dV ≈ 0.5 Nphe-1/2 dV e.g. Nphe = dans la raie (S/B = 100)  dV = 25 m s-1 Gain multiplex important par le nombre de raies : gain en Nraie1/2 En pratique : Etoiles avec grand nombre de raies : naines froides (après F5) Bon rapport S/B ; grand domaine spectral ; haute résolution Corrélation croisée avec un spectre de référence On mesure les effets internes avec des raies de référence : cuve à iode ou lampe au Thorium D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

10 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes
Les biais Mouvement de la Terre : orbital 30 km s-1 ! ; rotation : (0.33 kms-1 à l= 45°) Ephémérides très précises, tenant compte des perturbations par les autres planètes Dérive de l'instrument : Très grande stabilité thermique et mécanique (isolation) Méthode 1 : Le faisceau traverse une cuve contenant de l'iode gaz (ou HF) : raies référence en absorption ; petit domaine spectral : très gourmand en photons (grands télescopes : Keck) ; en principe meilleure précision : 3 m s-1 Méthode 2 : Spectre de lampe au thorium simultané (2eme fibre optique) ; raies en émission ; utilisé sur les petits télescopes (Elodie à OHP et Coralie suisse) D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

11 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes
Les biais (suite) Turbulence atmosphérique: Inclinaison (très faible) des rayons lumineux arrivant sur la fente : léger déplacement du photocentre  décalage du spectre Fibre optique pour alimenter le spectro + "scrambler" ( système optique pour faire oublier la direction d'arrivée des photons) Mouvement de l'atmosphère de l'étoile: On choisit des étoiles non pulsantes V = 1 ms-1 est probablement la limite astrophysique D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

12 Performances, instruments
Attention à ce qui est comparé et sur quelle durée ? (1 heure, la nuit ou plusieurs mois) Courant : 15 ms-1 Elodie (1.93 OHP) : ms-1; Coralie (1.2 La Silla) : ms-1 Meilleures performances : HIRES (Keck) ; UVES (VLT) : ms-1 Instrument dédié : CORALIE (1.2 m suisse à La Silla) En cours : surveillance de toutes les étoiles de mV < 7.5 Futur proche : accéléromètre absolu (Connes, Bouchy) : 1 m s-1 HARPS sur le tel. De 3m60 à La Silla : 1 m s-1 (super Coralie) D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

13 Adapté aux planètes extérieures
1.2 Astrométrie Adapté aux planètes extérieures D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

14 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes
L'effet recherché Mouvement de l' autour du CdG : ellipse projetée sur le plan du ciel Amplitude du déplacement angulaire : 1/2 grand axe : a = a/d (Mp/M*) d = distance de l'étoile (pc) En unité commodes : a = 1000 (a/AU) (d/pc)-1(Mp /MJ) (M*/M)-1 µarcsec Exemples pour une étoile à 10 pc: Jupiter / Soleil : a = 500 µarcsec Terre / Soleil : a = 0.3 µarcsec 51 Peg : a = 5 µarcsec D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

15 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes
Ce qu'on devrait voir Parallaxe Perturbation  30 due à planète Mp = 15 MJ , a = 0.6 ua , e= 0.2  D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

16 Propriétés de la mesure
On mesure M a, donc directement la masse quand on connaît a ; on lève la dégénerescence Favorise les planètes massives, bien entendu, et celles éloignées de leur étoile :  M a Complémentaire des vitesses radiales Pas défavorisé par les étoiles chaudes (pauvres en raies) La distance de l'étoile intervient directement  d-1 elle intervient aussi dans le rapport Signal/Bruit ... Il faut des mesures sur une durée de l'ordre de P pour confirmer le caractère périodique Permet de mesurer les inclinaisons : plusieurs planètes dans un même plan d'orbite ?  formation, stabilité D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

17 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes
Principe de la mesure Astrométrie différentielle : on mesure les positions angulaires par rapports aux autres étoiles Dans l'espace : astrométrie globale (Hipparcos, Gaïa) on mesure avec une grande précision des couples d'angles entre deux étoiles très séparées (≈100°) sur un très grand nombre d'étoiles, en répétant les mesures sur plusieurs années  repère absolu unique Au sol : interférométrie différentielle. L'atmosphère introduirait des différences de marche rédhibitoires ; mais sur un champ petit ( < 20"), l'erreur est faible : on peut alors faire de l'astrométrie différentielle avec une étoile proche et suffisamment brillante. D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

18 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes
SCOOP du Dimanche 18 mars ! Dimanche soir : 1er maire de gauche à Paris depuis 100 ans … et ... Le VLTI obtient ses premières franges !! Avec les sidérostats et sur Sirius, mais tout de même ... D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

19 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes
Les biais Mouvement orbital de la Terre : 30 km s-1 ! Ephémérides très précises, tenant compte des perturbations par les autres planètes Mouvement propre de l'étoile : droite interpolée Dérive de l'instrument : Très grande stabilité mécano-thermique Métrologie à 10 nm Au sol : turbulence atmosphérique : on se limite au champ isoplanétique : q < 20" à 2.2 µm ; on intègre D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

20 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes
Performances Gaïa : 4 µarsec pour mV = 10 Devrait détecter : planètes géantes à pc M = 10 M jusqu'à 10 pc VLTI : Magnitude limite du suiveur de frange : mK = 12 Profondeur de détection dépend de la performance astrométrique qui sera atteinte : 50 µas ou 10 µas (difficile) D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

21 1.3 Chronométrage des pulsars
La première découverte historique de planètes ! D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

22 Chronométrage des pulsars
Pulsar = étoile à neutron en rotation rapide pulses réguliers en radio 10 ms temps Les vieux pulsars "recyclés" (accrétion depuis un compagnon) sont très rapides (dits milliseconde) Mouvement réflex  période de réception des pulses modifiée suivant que le pulsar s'éloigne ou se rapproche de l'observateur D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

23 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes
L'effet recherché Mouvement de l' autour du CdG a* = a (Mp/M*) T/T = v/c : en fait on mesure l'écart t entre le temps d'arrivée observé et celui prédit par une période stable Amplitude de la variation de période : t = N dT = P/T T v/c = P v/c = P/c (2pG/P)1/3 Mp sin i M*-2/3 (1-e2)-1/2 En unité commodes : t = 1.2 (P/an)2/3 (Mp sin i/M ) (M*/1.35M)-2/3 ms Exemples : PSR (6.2 ms) M* = 1.4 M ; Mp sin i = 2.8 M  ; P = 98 jours t = 1.16 ms D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

24 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes
Principe de la mesure Radio-Télescope : qqs 10m à 300m (Arecibo = 305 m) Récepteur faible bruit = GHz Intégration des pulses sur 5 minutes Horloge atomique au Césium marquant les séquences Comptage des pulses sur des périodes de plusieurs jours : période avec précision très grande (T = t/N T = t/N) Précision : 1 pico-seconde sur T D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

25 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes
Résultat 1er système planétaire découvert (Wolszczan & Frail, 92) PSR pulsar rapide (6 ms) Etoile à neutron 3 planètes : M(M) a(UA )    P(jours) Deuxième système probable (Rasio, 94): PSR B Système binaire : planète très mal déterminée M : MJ D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

26 Propriétés de la mesure (≈ vit rad)
On ne mesure que M sin i Favorise les planètes proches de leur étoile : a-1/2 Favorise bien sûr les planètes massives, mais est capable de détecter une Lune !! La distance de l'étoile n'intervient pas en principe En fait elle intervient via le rapport Signal/Bruit Il faut des mesures sur plusieurs orbites Plusieurs planètes peuvent être détectées : e.g. PSR où on a détecté 3 planètes (+1 ?) Défaut majeur : suit la catastrophe SuperNova : quel renseignement sur la formation du système planétaire ? D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

27 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes
Les biais Mouvement de la Terre : orbital 30 km s-1 ! ; rotation : (0.33 kms-1 à l= 45°) Ephémérides très précises, tenant compte des perturbations par les autres planètes Dérive propre du mécanisme d'émission : Ralentissement du pulsar : pas le cas des pulsars vieux Éventuels effets dans la magnétosphère du pulsar : très faibles Présence du milieu interstellaire ionisé Introduit une dérive lente (nuages sur la ligne de visée) Mesures à différentes fréquences : correction possible D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

28 2 - Détection photométrique
Transit de la planète devant le disque stellaire : petite variation de flux Amplification gravitationnelle Détection directe : imagerie D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

29 La technique la plus prometteuse pour les petites masses
2.1 Transit planétaires La technique la plus prometteuse pour les petites masses D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

30 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes
Le transit illustré D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

31 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes
Transit d’une planète Probabilité de visibilité = D*/Dorb 0.5% pour Terre / Soleil 10% pour 51 Peg F/F t(heures) 100 ppm ≈10 hrs D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

32 Transit déjà observé (sol): HD209458
Charbonneau et al., D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

33 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes
Les relations de base Probabilité géométrique d'être aligné avec le plan orbital p = W/2p = sin q = R*/a Durée transit : Orbite et période reliées par a3 = M*P2 Pour paramètre d'impact h t = P 2R* (1-h2)1/2/ 2pa = 14 a1/2 M*-1/2 R* (1-h2)1/2 heures Ex : Terre : 14h, Jupiter : 31h, 51Peg : 3h Nombre de transits observés : N = DuréeObs/P  a-3/2 Signal cumulé : N t  a-1 : Favorise les planètes proches D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

34 Spécificités de la méthode
Signal = (Rp/R*)2 Amplitude assez facilement détectable : Terre & Soleil (G2) : F/F = Jupiter & M0 : F/F = Durée: heures ≈ 1% des orbites alignées (proba = R*/a)  Grand nombre d'étoiles à surveiller Critère de détection = Ntransits ≥3 , périodiques Période & F/F taille, orbite, température D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

35 Conditions Favorables
Détection favorisée par: Etoile froide : petit diamètre à occulter (R[M2] = 0.50 R[G2]) Etoile brillante: meilleur S/B Grosse planète : surface occultante + grande Orbite proche de l’étoile: période courte  nombre d’évènements  probabilité de voir un transit  Mais habitabilité (zone de l'eau liquide : T = K)  D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

36 La mission spatiale COROT
Petite mission CNES Partenaires (15 %) : Autriche, Espagne, ESA, Belgique,... LAM-Marseille, DESPA-Meudon, IAS-Orsay Programme approuvée, lancement : octobre 2004 Conçu au départ pour l’astérosismologie - programme exoplanètes s'est adapté à l’instrument 1 instrument, 2 objectifs scientifiques sismo, exoplanètes D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

37 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes
COROT et exoplanètes D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

38 La mission spatiale COROT
Télescope : D = 27 cm Champ= 2 x 3.6 (°)2 Détecteur : 4 x CCD 2048 x 2048 Durée : 5 x 150 jours Orbite : polaire, quasi- inertielle, 850 km Plateforme : Proteus (Alcatel-Space) Lancement : avec fusée Rockot Russe (?) D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

39 Le programme Exoplanètes
Mesure de à étoiles ; mV = Champ = 3.6 (°)2 (= 2 CCD de 2048 x 2048) Visée proche du plan galactique (N* grand) Attention aux géantes ! Tpose = 32 sec ; Tobs = 150 jours On ne peut détecter que des périodes planétaires de T < 50 jours Photométrie d'ouverture Image étalée sur pixels (pas de saturation et réduction du bruit de dépointage) Pointage=0.06 pixels limite ≈ bruit dephoton D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

40 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes
Observation photométrique du Soleil en couleurs D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

41 Un + : l’information chromatique
Transits pratiquement achromatiques Fluctuations stellaires intrinsèques (ex:taches): peuvent simuler un transit mais très chromatiques : Soho/Virgo  (F/F)400nm /( F/F)800nm = 2.4 Transits ambigus dans les binaires sont chromatiques Jupiter / étoile faible ou Terre / étoile brillante ? Prisme dans le faisceau  mini-spectre Discrimination d’évènements à 80 % de confiance si [F /Bruit] > Transits uniques ou doubles (T > 150 jours)  Zone Habitable ( eau liquide) atteignable D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

42 Le principe du bi-prisme
On choisit indices et angles pour que la longueur d'onde moyenne ne soit pas déviée D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

43 A quoi ressemblera une image CCD
Sans prisme Avec prisme D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

44 Comment détectera-t-on ?
Repérage de trois transits au moins Un ou deux transits avec information en couleurs Chronométrage précis :  perturbation de la durée de l'orbite par satellites, anneaux, autres planètes D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

45 Les limites de la détection
Erreurs de pointage (+ réponse CCD) CCD *sismologie permet de pointer finement Lumière parasite Diffusée de la Terre : pare-lumière très long Lumière zodiacale : incontournable : dominera le bruit Particules énergétiques (Anomalie Atlantique Sud) : très nombreux impacts : pas d’observation pendant 5 min Binaires dont une variable < 5% des cas seulement  Etoiles les plus faibles observés : mV = 16 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

46 Estimation Nombre de détections
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47 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes
Les autres projets Kepler (NASA) Télescope de 1m, 4 ans d'observation, 100(°)2 de champ Entièrement dédié à la détection des planètes Détectera des terres en profusion Sélectionné pour une étude préliminaire Lancement : 2006 ? Eddington (ESA) Télescope de 1..2 m ; champ de 7(°)2 ; 3 ans (exoplanètes) Analogue de Corot en plus ambitieux : 2 programmes Discussion en cours sur sa spécificité par rapport à Kepler Lancement : 2008 ? D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

48 2.1 Amplification gravitationnelle
Produit secondaire des programmes "masse noire" D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

49 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes
L'effet recherché Amplification par lentille gravitationnelle de la lumière d'une étoile lointaine par une planète du cortège d'une étoile de champ sur la ligne de visée. Amplification : A(t) = (u +2/u)/(u2+4)1/2 Avec u = distance projetée entre la lentille et la source en unité de rayon d'Einstein : RE = 8.1 [(ML/M) (DS/8kpc) d(1-d) ]1/2 AU  1 mas à 8 kpc avec DS ,DL = distances de la source et de la lentille ; d = DL /DS Exemple : u = 1  A = ; u = .1  A = 10 Echelle de temps typique : tE = 70 RE (v/200 km s-1)-1 jours D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

50 L'effet recherché (suite)
Lentilles binaires : le lieu des points qui donnera une amplification infinie devient une caustique qui peut devenir très complexe La courbe de lumière n'est plus symétrique : il peut y avoir des sur-amplifications et dépressions La signature sur la courbe de lumière d'un événement planétaire (durée, amplitude, position) dépend de Mp/M*, de la séparation b et de la trajectoire de la source  complexe ! D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

51 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes
Principe de la mesure Grands survey pour suivre dans le temps la photométrie de quelques millions d'étoiles du bulbe galactique ou des nuages de Magellan (grands réseaux de CCD). Photométrie relative : on ne mesure que les variations par rapport aux autres étoiles (élimine les biais atmosphériques en particulier)  photométrie à 1% Suivi photométrique quasi-continu (réseau de petits télescopes) une fois une alerte donnée sur un évènement Programmes coordonnés au plan international (alerte sur le web) : e.g. collaboration PLANET D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

52 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes
Résultat Un seul événement Macho-97-BLG-41 avec une signature claire d'une lentille multiple Modèle le + probable: Mp = 3.5±1.8 MJ a = 7 AU Etoile binaire : K & M (1au) D = 6 kpc (source : 8.5 kpc) Un modèle alternatif, sans planète, existe D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

53 Propriétés de la mesure
On mesure un effet qui compose de façon complexe orbite, masse et trajectoire de la source : ambiguité Favorise les planètes proches du rayon d'Einstein : RE , i.e. 3.5 AU pour les lentilles du bulbe Favorise bien sûr les planètes massives : peu de chances de détection en dessous de la masse de Jupiter La distance de l'étoile et de la source interviennent Mesure unique !! Mais on peut espérer séparer par spectroscopie le type spectral de la lentille de celui de la source avec le VLT D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

54 Couplage avec l'astrométrie
Détection d'un événement lensing : alerte pour les interféromètres qui pourraient alors mettre en évidence le déplacement du photocentre : Q pourrait dépasser 100 µas (les images mirages apparaissent en fait près du rayon d'Einstein) Permettrait de lever une partie de la dégénerescence D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

55 Comparaison des méthodes
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56 LES MÉTHODES INDIRECTES...
DE QUOI S'OCCUPER EN ATTENDANT DARWIN... D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

57 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes
Spectro à dispersion croisée Fente d’entrée Collimateur focale f io i Objectif de chambre Réseau spectre D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

58 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes
Spectro échelle Réseau blazé : réflexion = direction d’énergie maximum D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

59 Ordres Exemple 600 500 k=10 545 454 k=11 500 416 k=12 Flux a 
blaze Avantage: très grand domaine spectral sur un seul CCD Désavantage: réduction complexe (spectre inclinés, résolution variable..)

60 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes
Elodie à l'OHP (R=40000)  D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

61 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes
Spectre Elodie de 51 Peg  D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

62 Fonction de corrélation de Coralie
Vitesse de rotation  D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

63 Un interféromètre : le VLTI
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64 Interférométrie différentielle
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65 Interférométrie différentielle
Interféromètre : la ligne à retard mesure la projection de la direction de l'étoile sur le vecteur base: X = B . S En différentiel (entre 2 étoiles) : DX = B . (S1 - S2) = B . DS On veut mesurer la différence des positions des lignes à retard entre les deux étoiles avec une grande précision Typiquement : B = 100m ; DS = 20" ; DX = 1cm Si on veut d(DS) = 20 µarcsec , i.e. d(DS)/ DS = 10-6, alors d(B)/ B = soit d(B) = 100 µm : facile … d(DX)/ DX = 10-6 soit d(DX) = 10 nm : métrologie TRÈS précise ! D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

66 Effet de la turbulence atmosphérique
Problème : la turbulence atmosphérique introduit une différence de marche aléatoire Entre les télescopes (piston): Une des 2 étoiles doit être assez brillante : on asservit alors la ligne à retard (suiveur de franges) Entre les 2 étoiles Différence de marche entre les 2 étoiles d'autant plus faible qu'elles sont proches (champ d'isoplanétisme) D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

67 L'interféromètre à référence de phase
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68 Les lignes à retard "duales" du VLTI
 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

69 Le champ d'isoplanétisme
10 km  D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

70 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes
Gaïa : principe Satellite spinnant autour d'un axe couverture complète du ciel Instrument : 2 télescopes (1.7 x 0.7 m2) champ : 0.6°x 0.6° visant dans 2 directions à q = 106° 136 CCD de 2780 x 2150 pixels (!) On mesure les transits des étoiles sur les CCD (lu en mode TDI) Sensibilité : mV = 20 : traitement de 109 étoiles Précision : [4, 10, 200] µarsec à V = [10, 15, 20]  D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

71 Balayage du ciel par Gaïa
Lancé par ArianeV au point de Lagrange L2  D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

72 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes
Gaïa : l'instrument Le plan focal : 136 CCD  D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes

73 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes
PSR  D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes