• La recherche de planètes extrasolaires par vélocimétrie

• Principe de l’Accélérométrie Absolue

• Résultats en laboratoire de l’AAA

• Un nouveau spectrographe EMILIE dédié et optimisé pour l’AAA

• La recherche d’oscillations stellaires de type solaire

• Références bibliographiques de l’équipe

 

La recherche de planètes extrasolaires par vélocimétrie

Les moyens d’observations modernes donnent depuis quelques années la possibilité de s’attaquer à un défi astrophysique : la recherche de planètes extrasolaires. Une approche pour parvenir à déceler la signature de ces objets consiste à mesurer les variations de vitesse radiale de l’étoile se traduisant par un étirement de son spectre (effet Doppler-Fizeau).

Dans le cas type du couple Soleil-Jupiter, pour un observateur extrasolaire, l’amplitude du phénomène est de 13 m/s avec une période de 12 ans. Dans le cas de la Terre, l’amplitude n’est plus que de 10 cm/s avec une période d’un an.

Quelques rares instruments sont actuellement utilisés et atteignent des précisions comprises entre 3 et 10 m/s. Ils ont conduit récemment à la découverte de nouvelles planètes géantes mais aucune planète tellurique autour d’une étoile de type solaire n’a été à ce jour détectée. Nous nous sommes lancé au Service d’Aéronomie dans la réalisation d’un nouveau système de calibration spectroscopique appelé Accéléromètre Astronomique Absolu (inventé par Pierre Connes) et d’un spectrographe EMILIE dédié à la mesure des faibles variations de vitesse radiales stellaires afin d’atteindre la précision de 1 m/s sur le long terme.

Les contraintes d’une telle précision

Le niveau de précision recherché de 1 m/s est à comparer à la largeur typique des raies stellaires de quelques km/s. La variation attendue est superposée à deux effets périodiques gênants dus au mouvement de la Terre, l’un diurne (450 m/s) et l’autre annuel (30 km/s). La largeur de la fente du spectrographe, imagée sur quelques pixels, couvre généralement plusieurs km/s. Il s’agit donc de mesurer un déplacement d’environ 1/1000 de pixel. La moindre instabilité mécanique ou thermique du spectrographe se traduit par des déplacements du spectre importants.

L’instrument utilisé doit donc être non seulement très sensible, mais aussi très stable et la réponse doit être parfaitement calibrée à l’intérieur d’un domaine très étendu. L’unique solution consiste à utiliser un spectre de référence stable permettant de mesurer puis de soustraire à la mesure stellaire les dérives instrumentales.

Deux méthodes de calibrations existent :

1) l’utilisation d’une cellule à absorption (cuve à iode) placée devant la fente du spectrographe afin de surimposer des raies stables et connues sur le faisceau stellaire

2) l’utilisation d’un second faisceau optique pour la référence.

La première méthode semble éliminer presque toutes les erreurs systématiques liées aux différences entre les deux faisceaux mais amplifie considérablement les erreurs fondamentales liées au bruit de photons. La seconde évite ce problème mais est limitée par l’instabilité géométrique du faisceau stellaire.

Les sites de la toile relatif aux planètes extrasolaires

Extrasolar Planets Encyclopaedia

Extrasolar Planet Detection with the AFOE

Searching for extrasolar planets

Principe de l’Accélérométrie Absolue

L’accéléromètre astronomique absolu (A.A.A.) permet d’optimiser les capacités d’un spectrographe pour obtenir la meilleure mesure possible de variation de vitesse radiale. L’ensemble de l’A.A.A. (Figure 1) comprend un spectrographe asservi à dispersion croisée, un Fabry-Pérot accordable, une paire de lasers accordables, et un ordinateur chargé de la reduction des données et du controle du montage.

Le fonctionnement de l'AAA est le suivant: Par l’intermédiaire d’un commutateur optique, le spectromètre reçoit alternativement le flux lumineux de l'étoile et la sortie d'un F.P. accordable éclairé par une source de lumière blanche, qui forme un spectre cannelé variable. On fait les observations à une époque T1 dite époque de référence. On enregistre et on stocke les 2 spectres par l'intermédiaire d'un CCD couplé à un ordinateur. A une époque T2, on observe de nouveau le spectre de l'étoile. L’ordinateur compare le spectre de l’étoile entre les deux époques et calcule la variation de la vitesse radiale. Il envoie un signal d'erreur à une lame correctrice dans le spectrographe de façon que les raies stellaires se retrouvent sur les mêmes pixels du CCD. Ce faisant, la lame correctrice décale aussi le spectre cannelé du F.P. d’une quantité que l’on mesure par traitement et l’ordinateur envoie un autre signal d'erreur à l’électronique du F.P.. Par une variation d’épaisseur du F.P., on peut ainsi étirer le spectre cannelé de façon a ce qu’il se retrouve toujours sur les mêmes pixels du CCD ; il suit donc le spectre de l’étoile (Figure 2).

La variation de vitesse de l’étoile se mesure par la variation d'épaisseur du F.P.. Seulement la variation est trop faible pour être mesurée par un moyen mécanique. On utilise donc deux lasers. Le faisceau d’un laser accordable est introduit dans le F.P. pour mesurer ses variations d‘épaisseur. La fréquence de ce laser est bloquée sur une cannelure du spectre par un asservissement analogique. Il suit ainsi les variations du spectre du F.P. et donc les variations de vitesse du spectre de l’étoile. Pour mesurer cette variation de vitesse, il suffit d’enregistrer les variations de fréquence du laser. Pour cela, on fait des battements entre ce premier laser et un deuxième laser lequel est stabilisé à la fréquence N0. Ces battements donnent la différence de fréquence entre ces deux lasers que l’on peut mesurer avec un détecteur haute fréquence et un fréquencemètre. On a ainsi une fréquence BN1=N1-N0 pour l’époque T1 et BN2=N2-N0 pour T2 (Figure 3). On en déduit donc la variation de vitesse par la formule de la Figure 3.

Résultats en laboratoire de l’AAA

Le test consiste à observer les dérives de l'AAA en utilisant le le brome comme spectre fixe. La Figure 4 montre l’ensemble de 7 séquences prises au cours d’une semaine. Chaque point représente une « pose » fictive ; une « pose » est une moyenne de 120 cycles de mesure de 9.7 s ; sa durée est donc de 20 min.. L’ensemble des séquences présente donc 79 « poses » pour une durée totale de 26.3 h. La valeur moyenne de l’ensemble, sans signification utile ici, a été soustraite. La valeur RMS sur cette semaine est de 1.05 m/s ce qui est presque acceptable, mais reste très loin du bruit de photons. Les fluctuations entre séquences restent supérieures à celles intérieures a une séquence donnée : il y a donc des dérives lentes d’origines inconnues.

Sur chaque séquence de poses, nous pouvons déterminer une moyenne, une valeur RMS et une erreur probable (E.P.) égale à la valeur RMS divisée par la racine du nombre de poses. La valeur moyenne (pour l’ensemble des 7 séquences) de ces fluctuations RMS « internes » est de 0.63 m/s. Supposons que ces mêmes fluctuations aient été présentes au cours d’une série d’observations destinées à la recherche des planètes, effectuées aux mêmes instants et de même durée. Cette supposition est raisonnable ; les observations astronomiques seraient effectivement groupées de la même façon, en séquences correspondant chacune à une nuit donnée. Il y a ici 2 possibilités : 1) Aucun contrôle additionnel du système n’est effectué. Chaque nuit d’observation donne une VR moyenne, laquelle doit être affectée d’une barre d’erreur « probable ». La Figure 5 en haut présente le résultat. La variation de vitesse observée, d’allure quasi-sinusoïdale et d’amplitude 1 m/s environ, est purement instrumentale et inadmissible pour une recherche de planètes. 2) Il reste une possibilité pour supprimer cette variation. En début et/ou en fin de chaque séquence (nuit) on fait un enregistrement de contrôle sur le Br2 qui mesure la valeur moyenne de la dérive instrumentale pour cette nuit. Cette dérive peut donc être soustraite des mesures astronomiques. Ce résultat est donné Figure 5 en bas avec barre d’erreurs et temps d’observation. Cette dernière figure résume les performances actuelles de notre système. Elle montre que en principe il est capable de détecter une période courte (comme celle de 51 Peg) avec une amplitude de l’ordre de 1 m/s, ce qui était notre but annoncé.

Un nouveau spectrographe EMILIE dédié et optimisé pour l’AAA

Le spectrographe EMILIE (Fig. 6) est un Littrow-Schmidt. Le miroir sphérique et le prisme assurant la dispersion croisée sont tous deux utilisés en double passage. La face d’entrée du prisme a été polie de manière asphérique par G. Lemaître (Observatoire de Marseille) et présente un profil de Schmidt corrigeant l’aberration sphérique du primaire. Le centre de courbure du miroir sphérique tombe sur la face d’entrée du prisme. Le spectrographe est alimenté par une fibre unique de 50 m m. Un commutateur optique envoie alternativement dans le spectrographe le faisceau stellaire et le faisceau de référence. Les deux faisceaux ont le même trajet optique et le gain de place sur le CCD permet l’utilisation d’un découpeur d’image, augmentant ainsi la résolution de l’instrument pour une étendue donnée sur le ciel. En contrepartie, le fait de ne pas avoir simultanément le faisceau de référence et celui de l’étoile impose une très grande stabilité de l’instrument entre deux poses, c’est à dire typiquement sur des temps d’environ 10 à 1000 secondes. C’est pourquoi nous projetons d’installer le spectrographe dans une cuve à vide (10^-2 mbar) avec une régulation thermique.

EMILIE est dédié à être installé au foyer Coudé du télescope de 1.52 m de l’Observatoire de Haute-Provence et la fibre acceptera environ 2.7 secondes d’arc sur le ciel. Un système de guidage et mise au point automatique sur fibre, destiné à coupler EMILIE au télescope en minimisant les fluctuations géométriques du faisceau stellaire, a été réalisé et testé au télescope de 1.52 m.

 La stabilité du spectrographe EMILIE (Fig. 7) a été mesurée sans régulation thermique et préalablement à sa mise sous vide. Pour cela seule 4 ordres d’un spectre cannelé de Fabry-Pérot ont été utilisé afin d’accélérer le cycle de mesure. Nous avons effectué des centaines de poses courtes (60 s) et calculé le décalage apparent des spectres relativement à un spectre pris en début de séquence. On observe une lente dérive de plusieurs centaines de m/s due aux déformations mécaniques et thermiques mais cet effet n’est pas gênant par lui-même. Pour estimer les variations rapides de l’instrument nous avons calculé la différence entre chaque pose paire et la moyenne des deux poses impaires adjacentes simulant ainsi l’utilisation d’une source de référence envoyée alternativement avec un faisceau stellaire dans le spectrographe. Les fluctuations RMS de cette différence s’élèvent à 1.3 m/s. Nous pensons qu’elles sont principalement dues aux courants de convection dans le spectrographe. Nous espérons les réduire considérablement lorsque nous placerons le spectrographe dans le vide avec une régulation thermique. Une description plus détaillée des tests en laboratoire a été donnée par Bouchy et al. (1998).

La recherche d’oscillations stellaires de type solaire

Les oscillations stellaires engendrent des variations Doppler sur les raies des étoiles. La détection de ces oscillations peut donc être effectué par la mesure des variations de vitesse radiales. Les amplitudes à mesurer sont de l'ordre de 15 cm/s pour le soleil à 1 m/s (selon la théorie) pour certaines étoiles du type de procyon. Les périodes recherchées sont comprises entre 5 et 20 minutes.

Depuis 1993 le spectrographe ELODIE [BARANNE et al, A&A 1995] dédié en partie à la mesure très précise des vitesses radiales a été installé sur le télescope de 1.93 m à l’OHP. Il s’agit d’un spectrographe à dispersion croisée alimenté par 2 fibres et contenant un réseau échelle de 400 mm x 100 à p = 31 traits/mm utilisé en Littrow à 74 °. La dispersion croisée se fait par un prisme-réseau de Carpenter qui permet d’obtenir 67 ordres espacés régulièrement sur un CCD de 1024 X 1024 pixel de 25 x 25 mm. Le pouvoir de résolution obtenue par ce spectrographe est de R = 45000 avec une couverture spectrale de 389 à 681 nm. Depuis 1997, un double brouilleur de fibre a été installé pour diminuer les variations géométriques du faisceau dans le spectrographe.

Pour la recherche des oscillations stellaires nous avons installé un étalon F.P. pour fournir un spectre cannelé de référence. Cet étalon possède des cales en ZERODUR d'une épaisseur de 6 mm et stabilisé au centième de dégrée. Le spectre cannelé ainsi étalé sur tous les ordres donne environ 20000 raies. Le montage est présenté Figure 8

Procyon (Alpha CMi, F5 IV, mag = 0.4) est l'une des premières candidates pour l'observation des oscillations stellaires en raison des amplitudes estimées de l'ordre de 1 m/s. La campagne d'observation de décembre 1997 s'est donc faite sur cette objet. La figure 9 montre la transformée de Fourier de la variation de vitesse radiale pour 4 nuits sur Procyon. Nous pouvons remarquer un excès d’énergie autour de 1 mHz qui correspond bien à la fréquence théorique donnée pour Procyon. D'autres observations doivent être effectuées en novembre 98 et février 99 pour confirmer ce résultat.

Références bibliographiques de l’équipe

- Bouchy, F., Connes, P., Bertaux, J.L. 1998, "A new spectrograph dedicated to precise stellar radial velocities" in "Precise stellar radial velocities", eds J.B. Hearnshaw and C.D. Scarfe, ASP Conf. Ser., in Press.

- Schmitt J., Connes P., Bertaux J.L.:" Development of an absolute accelerometer for extra-solar planet detection" Proceedinds of Conference: Extrasolar planets:formation, detection, and modelling, Lisbon, 27 April - 1st May 1998

- Connes, P. 1985, "Absolute astronomical accelerometry", Astrophys. & Space Science, 110, 211.

- Connes, P. 1994, "Development of absolute accelerometry", Astrophys. & Space Science, 212, 357.

- Connes, P., Martic, M., Schmitt, J., 1996, "Demonstration of photon-noise limit in stellar radial velocities", Astrophys. & Space Science, 241, 61.

- Schmitt, J. 1997, thèse, "Etude et réalisation en laboratoire d’un accéléromètre astronomique absolu", Université de Paris VI.