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3   Introduction

Depuis la découverte en 1981 d’un disque circumstellaire autour de l’étoile Béta Pictoris qui pourrait être une étape de la formation d’un système planétaire, les astrophysiciens manifestent un fort regain d’intérêt concernant la possibilité d’existence d’autres systèmes planétaires. Outre un élément de réponse à la question « sommes-nous seuls dans l’univers ? », la possibilité d’observer un autre système planétaire que le système solaire permettrait de tester les théories de formation de planètes actuellement en cours [5], et notamment de savoir si les systèmes planétaires sont fréquents dans l’univers, si ils ressemblent au nôtre, comment ils se forment et évoluent, et si leurs caractéristiques dépendent du type de l’étoile centrale. Avec l’augmentation des performances des instruments de mesure, il est maintenant possible de détecter la présence d’une planète autour d’une autre étoile que la nôtre. Pour la première fois, en octobre 1995, Michel Mayor et Didier Queloz ont découvert depuis l’observatoire de Haute Provence, un compagnon autour d’une étoile de type solaire, l’étoile 51 Pegasi dans la constellation de Pégase [13] [12]. Depuis, de nombreuses autres découvertes sont venues grossir le nombre de candidats au rang de planète extrasolaire.

Il est actuellement très difficile de détecter directement les planètes potentielles par imagerie. En effet, celles-ci ne ré-émettent qu’une faible partie du flux de l’étoile centrale dans le domaine visible, et si le domaine de l’infrarouge permet d’obtenir un meilleur contraste, il pose des problèmes au niveau de la résolution spatiale liés à la dimension de la tache de diffraction. On a alors recours à des méthodes indirectes de détection qui ne permettent hélas pas de déterminer tous les paramètres de la planète et de son orbite.

La méthode de corrélation spectrale, qui est l’objet de ce rapport, par son caractère direct, permet d’obtenir, par rapport aux méthodes mises en œuvre jusqu’à présent, des paramètres complémentaires sur la masse et sur les paramètres orbitaux des compagnons, permettant de préciser ainsi leur nature (naine brune [9] ou planète) qui reste pour l’instant indéterminée, et ainsi de tester les modèles de formation des systèmes planétaires. Elle permet aussi d’obtenir des informations sur l’albédo de la planète et sur sa répartition en fonction de la phase. Nous avons utiliser, pour mettre en œuvre cette méthode, les données concernant l’étoile 51Peg, aimablement misent à notre disposition par Didier Queloz et Michel Mayor.

Dans la suite de ce rapport, après un tour d’horizon des techniques de détection de planètes extrasolaires, de leurs limites et des résultats qu’elles ont permis d’obtenir, nous verrons plus en détail le principe de la détection par corrélation spectrale, les informations que l’on peut en tirer et ses limitations. Nous décrirons ensuite le traitement effectué sur les données, les problèmes que nous avons rencontrés lors de ces traitements et les solutions que nous y avons apportées. Enfin, nous analyserons les résultats et étudierons les améliorations qu’il serait possible d’apporter au traitement pour améliorer ceux-ci et permettre ainsi une meilleure exploitation des données.

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Laboratoire Interuniversitaire des Systèmes Atmosphériques
URA 1404 du CNRS - Université Paris XII - Val de Marne
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