Rapport quadriennal 2002 - Laboratoire d'Astrophysique de l ...

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Rapport d’activité 1999-2001 LAOG binaires à l’hémisphère sud en couplant des observations vitesse radiale (en utilisant FEROS sur le télescope de 1.5m ESO) et optique adaptative (avec NAOS sur le VLT). Nous allons également entreprendre des mesures angulaires de binaires de très courte période avec le spectro-imageur AMBER sur le VLTI. Cela nous permettra d’augmenter le nombre de système multiples qui pourront nous fournir à terme des mesures de masse. Il est également nécessaire de mesurer les métallicité des étoiles pour lesquels des masses précises ont déjà été obtenues. Cela sera fait en couplant des spectres obtenus avec le HST ou avec GRIF (sur le CFHT) et une analyse fine des spectres menée en collaboration avec France Allard de l’ENS Lyon. 6.4.4 Systèmes multiples de très faible masse: statistique de multiplicité des naines M Nous venons d’obtenir pour la première fois la statistique de multiplicité des naines M (Marchal 2001, stage de DEA; Marchal et al. 2002, en préparation pour A&A). Cependant les distributions des éléments orbitaux sont encore très largement incertains et ne permettent pas de contraindre avec toute la précision souhaitée les modèles de formation stellaire. Il est nécessaire d’augmenter notre statistique. L’observation, citée dans la partie précédente, d’un échantillon de naines M plus important (tout les objets à moins de 12 pc) conjointement avec FEROS et NAOS nous permettra d’obtenir cette amélioration de la statistique. 6.4.5 Systèmes multiples de très faible masse: statistique de multiplicité des naines L La suite logique de cette étude sur la binarité des naines M est l’étude des systèmes multiples dont la primaire est une naine L. Les buts sont triples: (1) détections de compagnons très faibles (naines brunes froides et planètes), (2) statistique de binarité des naines brunes, (3) mesure de masse dynamique de naines brunes, et relation masse-âge-luminosité des objets substellaires. L’échantillon de naines L que nous construisons avec DENIS est un échantillon privilégié pour cette étude, car complet jusqu’à la magnitude I=18. Nous entreprendrons ce travail via de l’imagerie infra-rouge classique permettant de détecter les systèmes multiples de large séparation et via l’utilisation du système d’optique adaptative NAOS du VLT (équipé d’un senseur de front d’onde infrarouge indispensable pour asservir sur ces objets extrêmement rouge) pour étudier les systèmes doubles de plus courte périodes. Nous pensons également mettre en place un programme de mesures de binaires L en interférométrie avec AMBER sur le VLTI et/ou avec OHANA à Hawaii de manière à avoir des éléments statistiques sur l’occurrence des systèmes de très courtes périodes. 6.4.6 Systèmes planétaires autour des naines M Comme précisé dans le bilan d’activité, des planètes existent autour de naines M (Delfosse et al. 1998). Ces étoiles étant majoritaires dans la Galaxie, il est fondamental de s’intéresser à leurs systèmes planétaires. Le spectrographe FEROS (sur le télescope de 1.5m de l’ESO) est un instrument très bien adapté aux mesures de vitesses radiales des naines M, notamment grâce à sa couverture spectrale étendue dans le rouge jusqu’à pratiquement 1µm. Nous entreprenons un programme de mesures de vitesse radiale de plus de 200 naines M avec cet instrument, la recherche de planètes extra-solaires en est un des objectifs premiers. 6.4.7 Systèmes planétaires autour des naines G Le collaboration avec l’Observatoire de Genève sur la recherche de planète extra-solaire autour des naines G via des mesures de vitesses radiales avec ELODIE devrait se prolonger. Plus ambitieusement, nous prévoyons de mettre sur place un programme utilisant le spectro-imageur AMBER sur le VLTI destiné à détecter directement le signal de planètes de type Jupiter chaud autour de naines G. Nous avons démontré que cet objectif est très délicat à obtenir (Ségransan 2001, Thèse; Ségransan et al . 2002, en préparation) mais est possible. Une méthodologie spécifique de traitement des données interférométriques a été défini pour cet objectif ambitieux et sera mis en application dans les années à venir. 98
Chapitre B Thèmes: Bilan et prospective 6.4.8 Données stellaires fondamentales En plus des mesures de masses, de luminosité et de métallicité de naines M et naines L déjà explicités, nous allons entreprendre un programme de mesures de rayons stellaires de naines M et de naines L en utilisant les interféromètres VLTI et OHANA. Seulement 4 rayons d’étoiles de masse inférieure à 0.6 M o sont aujourd’hui connus (les composantes des deux binaires à éclipses CM Dra et YY Gem), limitant fortement les comparaisons entre les modèles stellaires et les mesures. 99
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