Mthodes indirectes de Dtection des exoplantes La mesure

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 1

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

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

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

1. 1 Vitesses radiales La technique la plus productive aujourd'hui D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 5

L'effet recherché z Mouvement de l' autour du Cd. G a* = a (Mp/M*) z Amplitude de la variation de vitesse : K = (2 p. G/P)1/3 Mp sin i M*-2/3 (1 -e 2)-1/2 y e = excentricité (c/a) y i = inclinaison (plan orbite / plan du ciel) z En unité commodes : K = 28. 4 (P/an)-1/3 (Mp sin i/MJ) (M*/M )-2/3 (1 -e 2)-1/2 m/s K = 28. 4 (a/AU)-1/2 (Mp sin i/MJ) (M*/M )-1/2 (1 -e 2)-1/2 m/s y Où on a tenu compte de Kepler : (a/AU)3 = (M*/M ) (P/an)2 z Exemples : y Jupiter / Soleil : K = 28. 4/51/2 = 12. 7 m s-1 ; 51 Peg : = 127 m s-1 y Terre / Soleil : K =0. 1 m s-1 !! D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 6

Exemples 51 Peg (Mayor & Quelloz) Elodie OHP O. 44 MJ , 4. 23 jours, 0. 0512 AU HD 210277 HD 168443 Marcy et al. (HIRES/Keck) Excentricité importante D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 7

Propriétés de la mesure z On ne mesure que M sin i donc une limite inférieure de la masse ; on parle de dégénerescence z Favorise les planètes à orbite serrée : a-1/2 z Favorise bien sûr les planètes massives z Permet de dériver l'excentricité z La distance de l'étoile n'intervient pas en principe y En fait elle intervient via le rapport Signal/Bruit z Il faut des mesures sur une durée de plusieurs P pour confirmer le caractère périodique z 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 8

Principe de la mesure Doppler z Spectrographie haute résolution à grand domaine spectral : spectrographe échelle croisé z Résolution = 4 à 6 104 d. V = 5 km s-1 : problème ? y En fait on détermine le centre d'une raie avec une précision qui peut être grande devant la résolution : V ≈ 0. 5 Nphe-1/2 d. V e. g. Nphe = 10000 dans la raie (S/B = 100) V = 25 m s-1 y Gain multiplex important par le nombre de raies : gain en N raie 1/2 z En pratique : y Etoiles avec grand nombre de raies : naines froides (après F 5) y Bon rapport S/B ; grand domaine spectral ; haute résolution y Corrélation croisée avec un spectre de référence y 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 9

Les biais z Mouvement de la Terre : y orbital 30 km s-1 ! ; rotation : (0. 33 kms-1 à l= 45°) y Ephémérides très précises, tenant compte des perturbations par les autres planètes z Dérive de l'instrument : y Très grande stabilité thermique et mécanique (isolation) y 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 y Méthode 2 : Spectre de lampe au thorium simultané (2 eme fibre optique) ; raies en émission ; utilisé sur les petits télescopes (Elodie à OHP et Coralie suisse) D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 10

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

Performances, instruments z Attention à ce qui est comparé et sur quelle durée ? (1 heure, la nuit ou plusieurs mois) z Courant : 15 ms-1 y Elodie (1. 93 OHP) : 8 - 10 ms-1; Coralie (1. 2 La Silla) : 5 - 7 ms-1 z Meilleures performances : y HIRES (Keck) ; UVES (VLT) : 3 - 5 ms-1 z Instrument dédié : CORALIE (1. 2 m suisse à La Silla) z En cours : surveillance de toutes les étoiles de m. V < 7. 5 z Futur proche : y accéléromètre absolu (Connes, Bouchy) : 1 m s-1 y HARPS sur le tel. De 3 m 60 à La Silla : 1 m s-1 (super Coralie) D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 12

1. 2 Astrométrie Adapté aux planètes extérieures D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 13

L'effet recherché z Mouvement de l' autour du Cd. G : ellipse projetée sur le plan du ciel z Amplitude du déplacement angulaire : 1/2 grand axe : a = a/d (Mp/M*) y d = distance de l'étoile (pc) z En unité commodes : a = 1000 (a/AU) (d/pc)-1(Mp /MJ) (M*/M )-1 µarcsec z Exemples pour une étoile à 10 pc: y Jupiter / Soleil : a = 500 µarcsec y Terre / Soleil : a = 0. 3 µarcsec y 51 Peg : a = 5 µarcsec D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 14

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 15

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

Principe de la mesure z Astrométrie différentielle : on mesure les positions angulaires par rapports aux autres étoiles z 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 z 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 17

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

Les biais z Mouvement orbital de la Terre : 30 km s-1 ! y Ephémérides très précises, tenant compte des perturbations par les autres planètes z Mouvement propre de l'étoile : droite interpolée z Dérive de l'instrument : y Très grande stabilité mécano-thermique y Métrologie à 10 nm z Au sol : turbulence atmosphérique : on se limite au champ isoplanétique : < 20" à 2. 2 µm ; on intègre D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 19

Performances z Gaïa : y 4 µarsec pour m. V = 10 y Devrait détecter : 20 -30000 planètes géantes à 150 -200 pc y M = 10 M jusqu'à 10 pc z VLTI : y Magnitude limite du suiveur de frange : m. K = 12 y 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 20

1. 3 Chronométrage des pulsars z La première découverte historique de planètes ! D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 21

Chronométrage des pulsars z Pulsar = étoile à neutron en rotation rapide pulses réguliers en radio temps 10 ms z Les vieux pulsars "recyclés" (accrétion depuis un compagnon) sont très rapides (dits milliseconde) z 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 22

L'effet recherché z Mouvement de l' autour du Cd. G a* = a (Mp/M*) z T/T = v/c : en fait on mesure l'écart t entre le temps d'arrivée observé et celui prédit par une période stable z Amplitude de la variation de période : t = N T = P/T T v/c = P/c (2 p. G/P)1/3 Mp sin i M*-2/3 (1 -e 2)-1/2 z En unité commodes : t = 1. 2 (P/an)2/3 (Mp sin i/M ) (M*/1. 35 M )-2/3 ms z Exemples : PSR 1257+12 (6. 2 ms) y M* = 1. 4 M ; Mp sin i = 2. 8 M ; P = 98 jours y t = 1. 16 ms D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 23

Principe de la mesure z Radio-Télescope : qqs 10 m à 300 m (Arecibo = 305 m) z Récepteur faible bruit z = 0. 4 - 1. 5 GHz z Intégration des pulses sur 5 minutes z Horloge atomique au Césium marquant les séquences z Comptage des pulses sur des périodes de plusieurs jours : période avec précision très grande (T = t/N T = t/N) z Précision : 1 pico-seconde sur T D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 24

Résultat z 1 er système planétaire découvert (Wolszczan & Frail, 92) y PSR 1257+12 - pulsar rapide (6 ms) y Etoile à neutron y 3 planètes : x. M (M ) 0. 015 2. 8 3. 4 xa(UA ) x. P(jours) 25 98 66 z Deuxième système probable (Rasio, 94): y PSR B 1620 -26 y Système binaire : planète très mal déterminée M : 1. 2 - 7 M J D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 25

Propriétés de la mesure (≈ vit rad) z On ne mesure que M sin i z Favorise les planètes proches de leur étoile : a-1/2 z Favorise bien sûr les planètes massives, mais est capable de détecter une Lune !! z La distance de l'étoile n'intervient pas en principe y En fait elle intervient via le rapport Signal/Bruit z Il faut des mesures sur plusieurs orbites z Plusieurs planètes peuvent être détectées : e. g. PSR 1257+12 où on a détecté 3 planètes (+1 ? ) z Défaut majeur : suit la catastrophe Super. Nova : quel renseignement sur la formation du système planétaire ? D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 26

Les biais z Mouvement de la Terre : y orbital 30 km s-1 ! ; rotation : (0. 33 kms-1 à l= 45°) y Ephémérides très précises, tenant compte des perturbations par les autres planètes z Dérive propre du mécanisme d'émission : y Ralentissement du pulsar : pas le cas des pulsars vieux y Éventuels effets dans la magnétosphère du pulsar : très faibles z Présence du milieu interstellaire ionisé y Introduit une dérive lente (nuages sur la ligne de visée) y Mesures à différentes fréquences : correction possible D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 27

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

2. 1 Transit planétaires La technique la plus prometteuse pour les petites masses D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 29

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

Transit d’une planète Probabilité de visibilité = D /Dorb * 0. 5% pour Terre / Soleil 10% pour 51 Peg F/F ≈10 hrs t(heures) 100 ppm D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 31

Transit déjà observé (sol): HD 209458 Charbonneau et al. , D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 32

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

Spécificités de la méthode z Signal = (Rp/R*)2 z Amplitude assez facilement détectable : y Terre & Soleil (G 2) : F/F = 1. 0 10 -4 y Jupiter & M 0 : F/F = 2. 5 10 -2 z Durée: 4 - 15 heures z ≈ 1% des orbites alignées (proba = R*/a) y Grand nombre d'étoiles à surveiller z Critère de détection = Ntransits ≥ 3 , périodiques z Période & F/F taille, orbite, température D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 34

Conditions Favorables z Détection favorisée par: y Etoile froide : petit diamètre à occulter (R[M 2] = 0. 50 R[G 2]) y Etoile brillante: meilleur S/B y Grosse planète : surface occultante + grande y Orbite proche de l’étoile: xpériode courte nombre d’évènements xprobabilité de voir un transit x. Mais habitabilité (zone de l'eau liquide : T = 270 -370 K) D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 35

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

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

La mission spatiale COROT z Télescope : D = 27 cm z Champ= 2 x 3. 6 (°)2 z Détecteur : 4 x CCD 2048 x 2048 z Durée : 5 x 150 jours z Orbite : polaire, quasi- inertielle, 850 km z Plateforme : Proteus (Alcatel-Space) z Lancement : 2004 avec fusée Rockot Russe (? ) D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 38

Le programme Exoplanètes z Mesure de 20000 à 100000 étoiles ; m. V = 11 -16. 5 z Champ = 3. 6 (°)2 (= 2 CCD de 2048 x 2048) z Visée proche du plan galactique (N* grand) y Attention aux géantes ! z Tpose = 32 sec ; Tobs = 150 jours y On ne peut détecter que des périodes planétaires de T < 50 jours z Photométrie d'ouverture z Image étalée sur 30 -40 pixels (pas de saturation et réduction du bruit de dépointage) z Pointage=0. 06 pixels limite ≈ bruit de photon D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 39

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

Un + : l’information chromatique z Transits pratiquement achromatiques z Fluctuations stellaires intrinsèques (ex: taches): y peuvent simuler un transit y mais très chromatiques : Soho/Virgo ( F/F)400 nm /( F/F)800 nm = 2. 4 z Transits ambigus dans les binaires sont chromatiques y Jupiter / étoile faible ou Terre / étoile brillante ? Prisme dans le faisceau mini-spectre z Discrimination d’évènements à 80 % de confiance si [ F /Bruit] > 8 - 10 z Transits uniques ou doubles (T > 150 jours) Zone Habitable ( eau liquide) atteignable z D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 41

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 42

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

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

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

Estimation Nombre de détections D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 46

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

2. 1 Amplification gravitationnelle Produit secondaire des programmes "masse noire" D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 48

L'effet recherché z 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. z Amplification : A(t) = (u +2/u)/(u 2+4)1/2 y Avec u = distance projetée entre la lentille et la source en unité de rayon d'Einstein : RE = 8. 1 [(ML/M ) (DS/8 kpc) d(1 -d) ]1/2 AU 1 mas à 8 kpc avec DS , DL = distances de la source et de la lentille ; d = D L /DS y Exemple : u = 1 A = 1. 34 ; u =. 1 A = 10 z Echelle de temps typique : t. E = 70 RE (v/200 km s-1)-1 jours D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 49

L'effet recherché (suite) z Lentilles binaires : y le lieu des points qui donnera une amplification infinie devient une caustique qui peut devenir très complexe y La courbe de lumière n'est plus symétrique : il peut y avoir des sur-amplifications et dépressions y 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 50

Principe de la mesure z 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). z Photométrie relative : on ne mesure que les variations par rapport aux autres étoiles (élimine les biais atmosphériques en particulier) photométrie à 1% z Suivi photométrique quasi-continu (réseau de petits télescopes) une fois une alerte donnée sur un évènement z Programmes coordonnés au plan international (alerte sur le web) : e. g. collaboration PLANET D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 51

Résultat z Un seul événement Macho-97 -BLG-41 avec une signature claire d'une lentille multiple z Modèle le + probable: y Mp = 3. 5± 1. 8 MJ y a = 7 AU y Etoile binaire : K & M (1 au) y D = 6 kpc (source : 8. 5 kpc) z Un modèle alternatif, sans planète, existe D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 52

Propriétés de la mesure z On mesure un effet qui compose de façon complexe orbite, masse et trajectoire de la source : ambiguité z Favorise les planètes proches du rayon d'Einstein : 0. 6 - 1. 6 RE , i. e. 3. 5 AU pour les lentilles du bulbe z Favorise bien sûr les planètes massives : peu de chances de détection en dessous de la masse de Jupiter z La distance de l'étoile et de la source interviennent z Mesure unique !! y 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 53

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

Comparaison des méthodes D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 55

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

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 57

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

Ordres Exemple k=10 600 500 k=11 545 454 k=12 500 416 Flux a blaze Avantage: très grand domaine spectral sur un seul CCD Désavantage: réduction complexe (spectre inclinés, résolution variable. . ) D. Rouan. Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 59

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

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

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

Un interféromètre : le VLTI D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 63

Interférométrie différentielle D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 64

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

Effet de la turbulence atmosphérique z Problème : la turbulence atmosphérique introduit une différence de marche aléatoire z Entre les télescopes (piston): y Une des 2 étoiles doit être assez brillante : on asservit alors la ligne à retard (suiveur de franges) z Entre les 2 étoiles y 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 66

L'interféromètre à référence de phase D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 67

Les lignes à retard "duales" du VLTI D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 68

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

Gaïa : principe z Satellite spinnant autour d'un axe y couverture complète du ciel z Instrument : y 2 télescopes (1. 7 x 0. 7 m 2) y champ : 0. 6°x 0. 6° y visant dans 2 directions à = 106° y 136 CCD de 2780 x 2150 pixels (!) z On mesure les transits des étoiles sur les CCD (lu en mode TDI) z Sensibilité : m. V = 20 : traitement de 109 étoiles z Précision : [4, 10, 200] µarsec à V = [10, 15, 20] D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 70

Balayage du ciel par Gaïa Lancé par Ariane. V au point de Lagrange L 2 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 71

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

PSR 1257+12 D. Rouan- Méthodes indirectes de détection des exoplanètes 73