Rapport quadriennal 2002 - Laboratoire d'Astrophysique de l ...
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<strong>Rapport</strong> d’activité 1999-2001<br />
LAOG<br />
binaires à l’hémisphère sud en couplant <strong>de</strong>s observations vitesse radiale (en utilisant FEROS sur le télescope<br />
<strong>de</strong> 1.5m ESO) et optique adaptative (avec NAOS sur le VLT). Nous allons également entreprendre <strong>de</strong>s<br />
mesures angulaires <strong>de</strong> binaires <strong>de</strong> très courte pério<strong>de</strong> avec le spectro-imageur AMBER sur le VLTI. Cela nous<br />
permettra d’augmenter le nombre <strong>de</strong> système multiples qui pourront nous fournir à terme <strong>de</strong>s mesures <strong>de</strong><br />
masse.<br />
Il est également nécessaire <strong>de</strong> mesurer les métallicité <strong>de</strong>s étoiles pour lesquels <strong>de</strong>s masses précises ont déjà<br />
été obtenues. Cela sera fait en couplant <strong>de</strong>s spectres obtenus avec le HST ou avec GRIF (sur le CFHT) et une<br />
analyse fine <strong>de</strong>s spectres menée en collaboration avec France Allard <strong>de</strong> l’ENS Lyon.<br />
6.4.4 Systèmes multiples <strong>de</strong> très faible masse: statistique <strong>de</strong> multiplicité <strong>de</strong>s naines M<br />
Nous venons d’obtenir pour la première fois la statistique <strong>de</strong> multiplicité <strong>de</strong>s naines M (Marchal 2001, stage<br />
<strong>de</strong> DEA; Marchal et al. <strong>2002</strong>, en préparation pour A&A). Cependant les distributions <strong>de</strong>s éléments orbitaux<br />
sont encore très largement incertains et ne permettent pas <strong>de</strong> contraindre avec toute la précision souhaitée les<br />
modèles <strong>de</strong> formation stellaire. Il est nécessaire d’augmenter notre statistique. L’observation, citée dans la<br />
partie précé<strong>de</strong>nte, d’un échantillon <strong>de</strong> naines M plus important (tout les objets à moins <strong>de</strong> 12 pc)<br />
conjointement avec FEROS et NAOS nous permettra d’obtenir cette amélioration <strong>de</strong> la statistique.<br />
6.4.5 Systèmes multiples <strong>de</strong> très faible masse: statistique <strong>de</strong> multiplicité <strong>de</strong>s naines L<br />
La suite logique <strong>de</strong> cette étu<strong>de</strong> sur la binarité <strong>de</strong>s naines M est l’étu<strong>de</strong> <strong>de</strong>s systèmes multiples dont la<br />
primaire est une naine L. Les buts sont triples: (1) détections <strong>de</strong> compagnons très faibles (naines brunes<br />
froi<strong>de</strong>s et planètes), (2) statistique <strong>de</strong> binarité <strong>de</strong>s naines brunes, (3) mesure <strong>de</strong> masse dynamique <strong>de</strong> naines<br />
brunes, et relation masse-âge-luminosité <strong>de</strong>s objets substellaires.<br />
L’échantillon <strong>de</strong> naines L que nous construisons avec DENIS est un échantillon privilégié pour cette étu<strong>de</strong>,<br />
car complet jusqu’à la magnitu<strong>de</strong> I=18. Nous entreprendrons ce travail via <strong>de</strong> l’imagerie infra-rouge<br />
classique permettant <strong>de</strong> détecter les systèmes multiples <strong>de</strong> large séparation et via l’utilisation du système<br />
d’optique adaptative NAOS du VLT (équipé d’un senseur <strong>de</strong> front d’on<strong>de</strong> infrarouge indispensable pour<br />
asservir sur ces objets extrêmement rouge) pour étudier les systèmes doubles <strong>de</strong> plus courte pério<strong>de</strong>s. Nous<br />
pensons également mettre en place un programme <strong>de</strong> mesures <strong>de</strong> binaires L en interférométrie avec AMBER<br />
sur le VLTI et/ou avec OHANA à Hawaii <strong>de</strong> manière à avoir <strong>de</strong>s éléments statistiques sur l’occurrence <strong>de</strong>s<br />
systèmes <strong>de</strong> très courtes pério<strong>de</strong>s.<br />
6.4.6 Systèmes planétaires autour <strong>de</strong>s naines M<br />
Comme précisé dans le bilan d’activité, <strong>de</strong>s planètes existent autour <strong>de</strong> naines M (Delfosse et al. 1998). Ces<br />
étoiles étant majoritaires dans la Galaxie, il est fondamental <strong>de</strong> s’intéresser à leurs systèmes planétaires.<br />
Le spectrographe FEROS (sur le télescope <strong>de</strong> 1.5m <strong>de</strong> l’ESO) est un instrument très bien adapté aux mesures<br />
<strong>de</strong> vitesses radiales <strong>de</strong>s naines M, notamment grâce à sa couverture spectrale étendue dans le rouge jusqu’à<br />
pratiquement 1µm. Nous entreprenons un programme <strong>de</strong> mesures <strong>de</strong> vitesse radiale <strong>de</strong> plus <strong>de</strong> 200 naines M<br />
avec cet instrument, la recherche <strong>de</strong> planètes extra-solaires en est un <strong>de</strong>s objectifs premiers.<br />
6.4.7 Systèmes planétaires autour <strong>de</strong>s naines G<br />
Le collaboration avec l’Observatoire <strong>de</strong> Genève sur la recherche <strong>de</strong> planète extra-solaire autour <strong>de</strong>s naines G<br />
via <strong>de</strong>s mesures <strong>de</strong> vitesses radiales avec ELODIE <strong>de</strong>vrait se prolonger. Plus ambitieusement, nous prévoyons<br />
<strong>de</strong> mettre sur place un programme utilisant le spectro-imageur AMBER sur le VLTI <strong>de</strong>stiné à détecter<br />
directement le signal <strong>de</strong> planètes <strong>de</strong> type Jupiter chaud autour <strong>de</strong> naines G. Nous avons démontré que cet<br />
objectif est très délicat à obtenir (Ségransan 2001, Thèse; Ségransan et al . <strong>2002</strong>, en préparation) mais est<br />
possible. Une méthodologie spécifique <strong>de</strong> traitement <strong>de</strong>s données interférométriques a été défini pour cet<br />
objectif ambitieux et sera mis en application dans les années à venir.<br />
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